Tilbage til indhold

Stjernedannelse

Med omtalen af planetariske tåger og supernovaskyer bringes stjernernes livscyklus og deres vekselvirkning med det interstellare stof på banen. Meget af det stof, der i dag er interstellart stof, har ikke altid været det og vil ikke blive ved med at være det. Ind imellem fortættes noget af det til stjerner, mens andet returneres fra stjernerne til det interstellare rum. Det sker i flere faser undervejs i stjernernes udvikling - og især ved afslutningen af en stjernes liv. På den måde bliver det også klart, at det ikke kan lade sig gøre at forklare detaljeret om stjernefødsel uden at inddrage de senere stadier i en stjernes udvikling. Det er som om, man er nødt til at fortælle hele historien på én gang, samtidig med, at man hele tiden forudsætter resten af historien - lidt indviklet!

I løbet af en levealder for vi mennesker når en ny stjerne slet ikke at gennemløbe hele sin fødselsproces. Vi vil desuden se, at den almindeligvis fødes i et område, hvor vi ikke får lejlighed til at observere den. Kan vi så overhovedet regne med, at der foregår ny stjernedannelse i vore dage?

En meget central del af historien om stjernernes udvikling er, at den energi, de som hovedseriestjerner stråler ud i rummet, stammer fra kerneprocesserne i deres indre, hvor hydrogen omdannes til helium. Vi kan få et skøn over, hvor lang tid en stjerne kan leve af sit forråd af hydrogen ved at sammenligne mængden af hydrogen med stjernens udstråling. Det viser sig da, at de tungeste stjerner - O stjernerne - er lysstærke og varme, og de forbrænder deres indhold af hydrogen hurtigst. Mens Solen nu er ca. halvvejs gennem sin periode som hovedseriestjerne og stadig har ca. 5 milliarder år tilbage, lever en O stjerne med en masse på 30 solmasser kun nogle få millioner år som hovedseriestjerne. Da den slags stjerner ses på himlen i dag, må der være foregået stjernedannelse inden for de seneste millioner år. Det er et meget kort tidsrum sammenlignet med Mælkevejens alder af størrelsesorden 10-15 milliarder år, så det er rimeligt at regne med, at der også i dag sker stjernedannelse.

I løbet af de få millioner år, som O stjernerne har eksisteret, kan de ikke nå at bevæge sig særlig meget rundt. De må være de bedste at gøre brug af, når vi skal efterforske stjernernes dannelsessteder. Det viser sig da, at O stjernerne næsten alle befinder sig nær skyer af gas og støv. Det peger i retning af, at nye stjerner dannes i forbindelse med sådanne skyer.

Det er desuden påfaldende, at O og B stjernerne næsten altid findes i åbne stjernehobe. Der er nu almindelig enighed om, at hovedparten af alle stjerner dannes ved gravitationelt sammenfald af interstellare skyer i Mælkevejens spiralarme, og at alle stjerner dannes i grupper snarere end hver for sig.

I en interstellar sky vil gravitationskræfterne søge at få skyen til at trække sig sammen. Samtidig vil det termiske tryk, som skyldes de enkelte partiklers termiske bevægelse, søge at få skyen til at udvide sig. Hvad der så vil ske med skyen, afhænger af temperaturen i skyen og af skyens tæthed. Store, tætte, kolde skyer trækker sig sammen, mens små, mindre tætte, varme skyer udvider sig. Hvis en sky har en kendt temperatur T, målt i K, og en kendt tæthed n af hydrogenatomer pr. m³, kan skyen kun falde sammen, hvis dens masse overstiger en vis kritisk værdi, Jeans-massen M_J. Den kan beregnes således:

solmasser.

De eneste dele af det interstellare stof, som har tilstrækkelig stor tæthed og tilstrækkelig lav temperatur til, at nye stjerner kan dannes, er de mørke tåger. Der findes også nogle forholdsvis små, næsten kugleformede mørke tåger, der kaldes Bok globuler, som ligner den inderste, tætteste del af sædvanlige mørke tåger, hvor de mindre tætte, ydre dele er fjernet. Tætheden for disse mørke områder er ganske høje, 100 til 10000 partikler pr. cm³, hvor det ellers i det interstellare stof er almindeligt med en tæthed på 0,1 til 20 partikler pr. cm³. Radiostråling fra molekylerne i de mørke skyer viser, at temperaturen er helt nede på ca. 10 K.

I disse skyer kan de tætteste områder trække sig sammen og danne klumper, der kaldes protostjerner. Da de mørke tåger indeholder stof som adskillige solmasser, kan der dannes et meget stort antal protostjerner i en enkelt tåge.

Da vi ikke umiddelbart kan observere protostjerner, må vi støtte os på modeller, når vi skal forestille os, hvordan de udvikler sig. Ifølge sådanne beregninger er en protostjerne bare en kold mængde gas med en udstrækning på flere gange solsystemet. Trykket inde i protostjernen er for lavt til bære den store gasmængde, så protostjernen trækker sig sammen. Undervejs omdannes potentiel/gravitations-energi til termisk energi, som varmer hele gassen op, så den til sidst gløder. Ved konvektion - strømme i gassen - bringes energi fra de indre dele ud til overfladen. Allerede efter få tusinde års sammentrækning vil overfladetemperaturen nå op 2000 til 3000 K. Protostjernen er stadig ganske stor, så dens glødende gasser giver anledning til en betragtelig lysstyrke. For eksempel vil en protostjerne på 1 solmasse efter kun 1000 års sammentrækning have en radius på mere end 20 solradier og en lysstyrke på 100 gange Solens.

Til trods for den store lysstyrke vil en sådan protostjerne ikke kunne observeres fra Jorden. Den befinder sig inde i en sky med store mængder af interstellart støv, og støvet omkring protostjernen - dens såkaldte kokon- (puppehylster-) tåge - absorberer langt det meste af det synlige lys fra protostjernen. På den måde bliver det meget vanskeligt at observere protostjernen i det synlige område.

Imidlertid bliver kokon-tågen varmet op til nogle få hundrede K. Den udsender så stråling i det infrarøde område - og dén stråling kan godt trænge gennem den mørke tåge. Så det aktuelle område, som i synligt lys ser fuldstændig mørk ud, vil på et billede optaget i det infrarøde område afsløre hundredvis af protostjerner.

En klar, mørk sommernat (som nemmere opleves på breddegrader, der ligger sydligere end her i landet) kan man fra Jorden se de glødende skyer eller tåger, som omgiver forholdsvis unge stjernehobe langs Mælkevejen. Der er mulighed for at se en del tåger i retning af stjernebilledet Skytten. Et enestående stjernefødsel-område er den smukke Ørnetåge M16 Figur 9. http://fc.diana.dti.ne.jp/~show-g/. Den kan ses i prismekikkert nær grænsen mellem stjernebillederne Skytten og Slangen.

Figur 9. M 16 Ørnetågen

Tågen er en skål-formet blære på kanten af en tæt sky af kold interstellar gas. Det meste af skyen er så tæt og kold, at hydrogenatomerne deri bindes sammen til molekyler. Denne molekylære hydrogen udgør råmaterialet for opbygning af nye stjerner. Skyen indeholder mikroskopiske støvpartikler af carbon (i form af grafit), silikater og andre sammensætninger, der ligner dem, man finder i klipper på Jorden. Støvpartiklerne absorberer stråling i det synlige område og skjuler visse synlige detaljer af stjernefødsel. En stjernehob på ca. 100 nyfødte stjerner lyser op inde i tågens åbne "blære". Nogle få af disse stjerner er meget mere massive end Solen og er derfor overordentlig varme og mere lysstærke end Solen - op til 100000 gange så lysstærke og temperaturer på næsten 50000 K. For få hundrede tusinde år siden ville man i det pågældende område kun have set en mørk tåge.

Der viser sig at være en generel tendens til, at unge stjerner dannes i grupper eller hobe. Det hænger sammen med, at mørke tåger indeholder gas og støv i mængder på op til flere hundrede solmasser. Derfor giver stjernehobene os mulighed for at sammenligne udviklingen af de forskellige stjerner.

Almindeligvis indeholder stjernehobe stjerner med alle mulige masser. Men fælles for dem er, at de er dannet nogenlunde samtidig. Ganske vist dannes stjernerne i en stjernehob altså samtidig. Men deres udvikling til hovedseriestjerner tager vidt forskellige tidsrum. Stjernerne med store masser udvikler sig meget hurtigere end stjerner med små masser. Jo tungere en protostjerne er, jo hurtigere vil den i de centrale dele opnå det tryk og den temperatur, der skal til for, at hydrogen forbrændingen kan gå i gang.

Som i Ørnetågen er de tungeste protostjerner dem, som først udvikler sig til hovedseriestjerner. Med deres høje temperaturer og kæmpestore lysstyrker er de O og B stjerner. De udsender intens ultraviolet stråling med så stor energi, at skyen omkring dem varmes op og begynder at gløde. Når den ultraviolette stråling rammer den blære-formede overflade af molekylskyen, opvarmes også denne gas, så den "fordamper" og strømmer væk fra overfladen. I løbet af den næste mio. år vil blæren vokse sig større, efterhånden som strålingen fra stjernerne æder sig dybere ind i molekylskyen.

De enkelte stjerner i en ung stjernehob fortæller os om stjerner i deres spæde begyndelse. På Figur. 10 ser vi en ung stjernehob NGC 2264 http://fc.diana.dti.ne.jp/~show-g/, og samtidig aner vi den tilknyttede emissionståge. Astronomer

Figur 10. En ung stjernehob NGC 2264

har målt hver enkelt stjernes tilsyneladende størrelse og farveindeks. Med kendskab til afstanden til stjernehoben har de så beregnet lysstyrkerne og overfladetemperaturerne for stjernerne. Når resultaterne afbildes - i et såkaldt Hertzsprung-Russell diagram som på Figur 11 - vil man opdage, at de varmeste stjerner med overfladetemperaturer på omkring 20000 K ligger

Figur 11. HR diagram for NGC 2264

på hovedserien. Det er de hurtigst udviklede, meget tunge stjerner, hvis stråling får gassen til at gløde. Samtidig er stjerner med temperaturer under ca. 10000 K endnu ikke nået frem til hovedserien. Den oplysning kan bruges til ved hjælp af teoretiske beregninger at udlede en alder for stjernehoben på ca. 2 millioner år - en ganske ung alder for en stjernehob.

Hvis man undersøger Ørnetågen på samme måde, viser det sig, at den også er en ung stjernehob.

Som eksempel på en mere moden stjernehob kan vi betragte Plejaderne M45 på Figur. 12 http://willmclaughlin.astrodigitals.com/.

Figur 12. M 45 Plejaderne

Den ligger i stjernebilledet Tyren og er én af de stjernehobe, som tydeligt kan ses med det blotte øje. Hoben kaldes ofte for Syvstjernen, fordi der er syv klare stjerner deri. Men i en kikkert kan man se langt flere stjerner i hoben.

På figuren ser vi, at Plejaderne må være ældre end NGC 2264 på Figur 10. Den gas, som oprindelig må have dannet en emissionståge i området er nemlig i tidens løb spredt i det interstellare rum. Den har så alene efterladt spor af støv, som danner refleksionståger omkring hobens stjerner.

Figur 13. HR diagram for M 45

Hvis vi på Figur 13 som før konstruerer et Hertzsprung-Russell diagram for stjernehoben vil ideen om, at Plejaderne er den ældste hob af de to, blive bekræftet. Alle de kolde stjerner - dem med lille masse - er her nået frem til hovedserien. Deraf kan udledes en alder for hoben på ca. 50 millioner år.

En løs samling af stjerner som NGC 2264 eller Plejaderne kaldes en åben stjernehob. Sådanne hobe indeholder med nød og næppe masse nok til, at gravitationskræfterne kan holde sammen på dem. Ind i mellem vil en stjerne med en hastighed over gennemsnittet slippe løs fra hoben. Måske vil hoben slet ikke eksistere efter få milliarder år.

Vi skal nu gå over til at se nogle billeder, hvor detaljerne i Ørnetågen vil træde meget mere frem. Det er optagelser med Hubble Space Telescope (HST). Med dette teleskop kan astronomerne optage billeder ikke blot i den synlige del af spektret, men også i den ultraviolette og infrarøde del, som ellers nærmest er umulig at opfange fra Jorden, fordi strålingen absorberes i atmosfæren. Siden HST blev sendt i sin bane omkring Jorden, har den forsynet astronomerne med banebrydende nye oplysninger om universets indretning - ikke mindst efter at den i 1997 blev repareret af mandskabet på rumfærgen Discovery.

Indtil 1990 måtte astronomerne klare sig med billeder af en kvalitet, som dem vi indtil nu har anvendt. Med billeder fra Hubble Space Telescope har vi fået en mulighed for at komme meget dybere ned i detaljerne omkring stjernefødsel. Ved et blik på figur 7. kan vi godt forstå Ørnetågens navn. Dens symmetriske fremtoning giver mindelser om en rovfugl med

Figur 14. Stjerner dannes i Ørnetågen

udstrakte vinger og blottede klør. På Figur 14 http://oposite.stsci.edu/pubinfo/Pictures.html kan vi se et produkt af Hubble Teleskopet.

Ørnens "kløer" viser sig at være en række af tætte gassøjler, der stikker frem fra det indre af gassen på baggrund af den glødende emissionståge. Søjlerne dannes af samme proces, som får blæren til at vokse. Disse søjler er ikke "fordampet" lige så hurtigt som den omgivende gas, fordi de er tættere end omgivelserne og derfor står tilbage.

De varme, tunge nyfødte O stjerner, som sender en strøm af ultraviolet stråling ned mod resterne af den mørke sky af hydrogen-gas befinder sig over billedets overkant. Inde i disse interstellare søjler kan gas-tætheden blive så stor, at gravitationskræfterne tager over og får gassen til trække sig sammen i stadig mindre klumper. Efterhånden som mere og mere gas falder ind i disse voksende klumper, bliver de yderligere trykket sammen af deres egen vægt, indtil kernefusionen går i gang i kernerne af klumperne, som så bliver til hovedseriestjerner. På et par fingre nederst på søjlen til venstre ses et par nyligt blotlagte stjerner.

I M 16 kan stjernedannelsen risikere ikke at få nogen chance for at udvikle sig! Hvis stjernen og den omgivende gas - dens kokon - under processen bliver blottet af strømmen af ultraviolet stråling fra de O stjerner, der i første omgang blev hovedseriestjerner, før stjernen er færdig med at vokse, bliver massen af den unge stjerne "fastfrosset". Stjernen kan ikke gro videre, fordi den gas, som den skulle gro videre af, ikke er der mere - og så går udviklingen i stå. Det må vel kaldes søskende drab!

Søjlen til venstre har en højde på ca. et lysår.

På den næste Figur 15. går vi endnu mere ned i detaljen på øverste del af søjlen længst til venstre på

Figur 15. EGG i M 16

Figur 14. Vi skal her indføre et nyt begreb - nemlig EGG (Evaporating Gaseous Globules - på dansk noget i retning af: fordampende gasagtige dråber). Det står for områder af særlig tæt gas, hvori der befinder sig stjerner, der - som ovenfor beskrevet - bliver fastfrosset i deres udvikling mod hovedseriefasen. Astronomerne mener på disse billeder at have fundet omkring 50 stjerner i denne penible situation. Betegnelsen EGG er ganske passende, da de kan sammenlignes med æg - som så afbrydes midt i deres udklækning.

Billederne er taget den 1. april 1995. Farvebillederne (Figur 14. og Figur 15.) er konstrueret ud fra tre billeder, optaget af i hver deres bølgelængde af lys udsendt fra hver deres grundstof. Enkeltioniserede svovlatomer udsender rødt lys, mens grønt lys er kommet fra hydrogen, og endelig benyttes dobbeltioniserede iltatomers udstråling i det blå område. På den måde filtreres den karakteristiske røde hydrogen stråling fra den bagved liggende emissionståge fra.

De små fingre opstår ved, at en EGG skygger for, at den ultraviolette stråling fra færdigudviklede O stjerner kan blæse gassen væk lige bagved den. Hver fingerspids har en udstrækning på tværs på lidt mere end hele vores solsystem.

"Ørnetågen er i dag stedet, hvor tingene foregår. Men det vil ikke fortsætte i al evighed. Om få millioner år vil stjernedannelsen have udtømt eller spredt det tilstedeværende råmateriale, og samtidig vil de massive stjerner, som i dag får Ørnen til at lyse op, have gennemlevet deres forholdsvis korte liv, og de er døde i flotte supernova eksplosioner. Men selvom selve tågen, hvori stjernefødslen er foregået, vil være forsvundet, vil den største del af de dannede stjerner være tilbage. Ørnens efterkommere vil lette og finde deres plads blandt Mælkevejens milliarder af stjerner." Således afsluttes beskrivelsen af stjernefødsel på hjemmesiden om M16 Ørnetågen http://oposite.stsci.edu/pubinfo/Pictures.html. For fuldstændighedens skyld har jeg også taget det mest detaljerede billede med, Figur 16. Her er vi tilsyneladende så langt nede i detaljen, som vi kan komme - samtidig med at farvevirkningen er opgivet.

Figur 16.

Hermed vil jeg afslutte min beretning om, hvad det interstellare stof består af, hvordan det viser sig som forskellige typer af stjernetåger, og hvordan stjernedannelse starter dybt inde i de tætteste, mørke tåger. Vi har set, hvorledes vi med billeder fra Hubble Teleskopet får en chance for at komme tæt på områder, hvor stjernedannelse nærmest bliver afdækket.

Det kunne så være passende at afslutte med opgaver, der lægger op til en selvstændig undersøgelse af stjernefødsel.

Tilbage til indhold