Nebulosor

Byggmaterialet som ska komma att bilda stjärnor finns samlat i nebulosor huvudsakligen i galaxerna. Dessa nebulosor är oftast stora, flera ljusår i diameter, men otroligt utspridda ansamlingar av materia där densiteten inte är högre än vad som kan åstadkommas i de bästa vakuumkamrarna på Jorden.

Det kosmiska kretsloppet

Nebulosorna består till stor del av tidigare generationers stjärnor som kastat ut materia i stjärnvindar samt supernovor. Det nya materialet är anrikat på tyngre grundämnen eftersom materia slås samman till tyngre ämnen genom elementsyntesen i stjärnorna. Endast väte och helium har bildats på andra ställen än i stjärnorna, nämligen i "Big Bang" - den stora ursmällen (mer om detta inom kosmologin). Denna process där nya stjärnor bildas ur materian ifrån gamla stjärnor för att i sin tur avge sin materia till nya nebulosor kallas det kosmiska kretsloppet.

Villkor för stabilitet

Det inre trycket i ett moln bestäms av dess temperatur och densitet, medan gravitationskrafternas storlek avgörs av radien och den totala massan hos molnet. För en viss densitet och temperatur så måste massan vara större än ett visst värde för att molnet skall kunna börja kontrahera; massan måste vara större än den s k jeansmassan som definierades av James Jeans. Vanligtvis ligger Jeansmassan på flera tusen solmassor på grund av att densiteten är så pass låg och temperaturen så förhållandevis hög för att vara i det interstellära mediet (normalt sett är temperaturen bara ett par grader över den absoluta nollpunkten).

En nebulosa kollapsar

Nebulosorna svävar sakta omkring i de enorma avstånden mellan stjärnorna och förändras normalt sett inte märkbart eftersom gravitationen inte påverkar stoftmolnen när materian är så pass utbredd. Det är inte förrän en yttre kraft påverkar molnen som är så stor att balansen rubbas och gravitationen kan ta överhand över det utåtriktade gastrycket och få molnet att börja kontrahera. Detta kan t ex ske när två stoftmoln kolliderar med varandra, till följd av en supernova eller när chockvågor går igenom en galax.

När jämnvikten i en nebulosa rubbas så att jeansmassan uppnås, börjar molnet att kontrahera. För att sammandragningen skall fortsätta krävs det dock att molnet kan bli av med värmen som alstras när gasen drar sig samman, annars skulle det inre trycket i molnet öka igen eftersom det värms upp av kontraktionen. Denna nödvändiga värmeutsöndring åstadkommes genom att stoftpartiklar i molnet strålar bort värmen. Genom att densiteten hela tiden ökar när molnet kontraherar samtidigt som temperaturen hålls konstant så minskar jeansmassan allt mer. Detta tillåter att kontraktionen kan fortsätta trots att stofttätheten till slut blir så stor att energin inte kan föras bort genom strålning fort nog.

Nebulosan fragmenteras

Eftersom jeansmassan minskar allt mer så fragmenteras nebulosan i mindre delar som fortsätter att kontrahera var för sig.

Nebulosafragmentering
Kollapsen av ett stoft- och gasmoln till stjärnor går i flera steg där molnet genom fragmentering splittras i all mindre enheter.

Fragmenteringen upphör dock oftast innan ursprungsnebulosan har splittrats i alltför små delar för att de blivande stjärnorna i dessa enskilda fragment blir för små för att få igång några kärnreaktioner. I varje fragment bildas en eller ett par stjärnor, och fragmenten kommer tillsammans att bilda en öppen stjärnhop av samma typ som nu existerar i Plejaderna i Oxens stjärnbild.

Stjärnornas storlek bestäms

Temperaturen i fragmenten avgör nu storleken på protostjärnorna. I de kallaste regionerna med temperaturer runt tio kevin bildas det små protostjärnor. Större protostjärnor bildas huvudsakligen vid 20 K eftersom deras större gravitation kan överträffa Jeansmassan trots att det utåtriktade gastrycket är större. Det finns ett samband mellan hur massiv en stjärna är och hur vanlig den är.

Relation mellan populationstäthet och massa hos stjärnor (Courtesy Alyssa A. Goodman)
Det är uppskattningsvis 22 gånger vanligare med stjärnor som har en tiodels solmassa än en solmassa och 22 gånger ovanligare med stjärnor som har tio solmassor. (Courtesy Alyssa A. Goodman).

Tidigare trodde man att det fanns en övre gräns vid ca 100 solmassor men nu (2008) vet man att kollapsande jättestjärnor på mer än 150 solmassor kan göra sig av med överskottsenergi i ekvatorsregionen.

På väg mot elementsyntes

I början drar molnet av materia sig samman relativt fort. Om molnet skulle fortsätta att kontrahera med denna hastighet skulle stjärnbildningsprocessen bara ta hundratalet år. Problemet är då att temperaturen inte kan stiga tillräckligt för att kärnreaktioner i stjärnan ska komma igång. I själva verket så inträffar snart följande: Ungefär hälften av gravitationsenergin som frigörs vid kollapsen strålas ut och den andra hälften hettar upp materian i den blivande stjärnan. På grund av denna upphettning så ökar det inre trycket, vilket leder till att kontraktionshastigheten minskar markant. Denna kontraktionsprocess under vilken upphettningen sker, varar ungefär en halv miljon år för en stjärna av Solens storlek, snabbare för en större stjärna och långsammare för en mindre stjärna. Nu har den blivande stjärnan nått protostjärnestadiet och vid detta stadium är yttemperaturen alltid ungefär lika med Hayashigränsen.

Hur utvecklingen till stabil stjärna sker och hur utvecklingen fortsätter därefter beror nästan helt och hållet på massan hos molnfragmentet; små stjärnor utvecklas helt olikt stora stjärnor. Därför kommer jag att beskriva utvecklingen för stjärnor med fyra olika massor.

Ursprunglig massa Slutmassa Levnadstid Slutresultat
       

Mindre än 1 solmassa

-0,7 solmassor

14-100 miljarder år

Vit dvärg

1-8 solmassor

0,7-1,4 solmassor

100 miljoner - 14 miljarder år

Vit dvärg

8-ca 30 solmassor

Ca 1,4-2,6 solmassor

10-100 miljoner år

Neutronstjärna

Större än ca 30 solmassor

Mer än ca 2,7 solmassor

Mindre än 10 miljoner år

Svart hål

Stjärnornas slutstadier (alla gränser är ungefärliga).

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida