Stjernedannelse er dannelse av stjerner, som skjer ved at store skyer av støv og gass trekker seg sammen på grunn av tyngdekraften. Hvis det er mange nok partikler nære hverandre vil varmen og energien øke nok til at fusjon skjer. Da vil små atomer (oftest hydrogen) slås sammen til større atomer (oftest helium). Dette frigir energi i form av lys og en stjerne er tent.
Stjernedannelse skjer i gasskyer som først og fremst finnes i armene på spiralgalakser og i irregulære galakser.
I universet finnes det store skyer av støv og gass. Når skyene er tette og kalde nok vil de trekkes sammen på grunn av tyngdekraften til tettere skyer og globuler. Gassen roterer, som gjør at når tyngdekraften trekker materiale sammen vil gassen trekke seg sammen til en skive. Etter hvert kollapser en del av gassen inn mot sentrum og det formes en varm gasskule i midten. Denne kulen kalles en protostjerne.
Grunnen til at det blir varmt er at partiklene beveger seg fortere og kolliderer oftere når de blir trukket nærmere hverandre. Hele veien rundt protostjerna, i den protoplanetariske skiva, varierer tettheten av partikler utover, og det formes ringer av støv og gass rundt protostjerna. Det er disse ringene som etter hvert kan bli til planeter, ved at kollisjoner mellom partikler gradvis danner større klumper.
Hvis det er mange nok partikler nære hverandre i midten av protostjerna vil varmen og energien øke nok til at fusjon skjer: små atomer (oftest hydrogen) slås sammen til større atomer (oftest helium). To hydrogenatomer er litt tyngre enn ett heliumatom, og litt masse er derfor tapt i denne reaksjonen. Denne massen blir til energi i form av lys (litt masse blir til mye energi, se Einsteins energiligning). Når en stjerne blir til vil den først være omgitt av mye gass og støv, men mye av dette vil blåses bort av den sterke strålingen når fusjonen begynner. Omgjøringen fra lette til tyngre grunnstoffer som produserer lys (fusjon) er kjennetegnet på en stjerne, en stjerne er tent når denne prosessen begynner. Det er ikke alltid det er nok materiale og energi i en protostjerne til at fusjon begynner, da ender prosessen med en brun dverg i stedet for en stjerne.
Stjerner dannes sjelden alene, en sky av støv og gass er ofte opphav til mange stjerner som dannes relativt nær hverandre. Flesteparten av stjerner er del av et system med flere stjerner, de har en stjernetvilling (dobbeltstjerner) eller flere stjerner de roterer rundt. Mange stjerner er del av en stjernehop, en ansamling av stjerner som er bundet sammen av gravitasjon. Stjerneskyene er sjelden sfæriske og enkle, de har kompliserte og varierte former. Stjerneskyene er som oftest en del av en galakse, vanligvis en spiralgalakse med roterende armer av støv, gass og stjerner.
Stjernedannelse og planetdannelse beskriver hvordan stjerner som vår sol og planeter som vår jord er dannet. Det er derfor en del av vår kosmiske opprinnelse, og å forstå stjernedannelse er en del av å forstå hvordan liv kan oppstå fra universet (se liv utenfor jorda).
Med teleskoper kan man observere stjernedannelse både i vår galakse og i andre galakser, og sammen med teoretiske beregninger er det slike observasjoner som har gitt forståelsen av stjernedannelse. I vår galakse Melkeveien kan man se stjernedannelse på relativt nært hold: man kan se vakre molekylskyer hvor stjerner blir til, og til og med singulære protostjerner og protoplanetariske skiver.
Andre galakser er mye lengre unna, som gjør at man ikke klarer å se like små detaljer tydelig, men man får bedre oversikt over helheten og de store sammenhengene. Noe som kommer tydelig frem i observasjoner av andre galakser enn Melkeveien, er at stjernedannelse skjer i galakser som har en del gass, først og fremst spiralgalakser og irregulære galakser. Elliptiske galakser har lite gass og lite stjernedannelse. I spiralgalakser viser observasjoner at stjernedannelse følger spiralarmene: armene inneholder skyene av gass som stjernene kan dannes fra, og de yngste stjernene og stjerner i ferd med å dannes finnes også først og fremst i armene.
Grunnprinsippene til hvordan stjerner blir til er beskrevet ovenfor, men det er fortsatt mye som er uklart. Noen molekylskyer danner mange stjerner mens andre danner få, og størrelsen på stjernene varierer veldig (fra omtrent en tidel av solas masse til flere hundre ganger mer massive). Det er ikke helt forstått hvorfor det er slik, men i seksjonene under er litt bakgrunnsinformasjon om stjernedannelse som brukes i forskning på dette.
Det er ikke kun tyngdekraften som spiller en rolle i dannelsen av nye stjerner. Galakser, gasskyer og stjerner har magnetfelt som påvirker prosessen, og når gassen beveger seg oppstår turbulens, som påvirker strukturen og tettheten til gassen. Magnetfelt følger spiralarmene i spiralgalakser og strukturer i gasskyer, og stjerner har sterke magnetfelt (se for eksempel Solas magnetfelt). Rollen til disse magnetfeltene i stjernedannelse er ikke avklart, men siden magnetfelt påvirker bevegelsen av gass kan de også påvirke hvor stjerner dannes og hvor store de blir. Rollen til turbulensen er heller ikke avklart, men virvlene og de ulike tetthetene som utvikles i en turbulent gass har trolig påvirkning på størrelsene til de resulterende stjernene.
Store stjerner må ha blitt dannet på en litt annerledes måte enn små, fordi spesielle forhold kreves for at gassen i skyen skal bli til en stor stjerne i stedet for flere små. Når tettheten er høy nok i et område, vil det begynne å trekke seg sammen. Grensen for tetthet og størrelse hvor dette skjer ble funnet av James Jeans i 1902 og kalles Jeans-grensen eller Jeans ustabilitet. Denne grensen gjør at hvis en stor gassky trekkes sammen, vil den trekkes sammen i flere runder i ulike områder inne i skyen, den vil «fragmentere» til mindre enheter som fortsetter å trekke seg sammen hver for seg. Slik blir det mange stjerner av en gassky, og spesielle forhold kreves for at skyen ikke skal fragmenteres og heller danne én eller få store stjerner. Slike forhold kan for eksempel være forskjeller i trykk og temperatur, eller forskjell i nedkjøling av gass. Forskjell i nedkjøling av gass kan komme av ulik kjemisk komposisjon av gass, gass kjøles fortere ned i områder med flere tyngre grunnstoffer.
Stjerner kan også vokse etter de har blitt til stjerner, de kan tiltrekke seg gass eller andre stjerner. Strålingen fra stjerner er så sterk at det kreves ganske høy tetthet for at gass skal kunne falle inn i en stjerne. Man har derfor ikke trodd at tiltrekking av gass kan føre til veldig stor økning av en stjernes masse og danne stjerner som er hundrevis av ganger mer massive enn Sola, men tilvekstskiver kan gjøre at en del gass trekkes inn mot stjernen. Et annet mulig opphav til de største stjernene er at flere små stjerner kan kombineres til større stjerner når de kolliderer, og kombinasjon av kollisjoner og gasstilførsel er også mulig.
Tidlig i universet var forholdene for stjernedannelse annerledes enn i dag, for før det fantes stjerner fantes det ikke galakser og gassen i universet bestod nesten utelukkende av hydrogen og helium. De aller første stjernene må ha blitt dannet i skyer av støv og gass som ikke kan sies å tilhøre en galakse (ca 200–400 millioner år etter big bang), og med tiden utviklet disse ansamlingene av støv og gass og stjerner seg til små irregulære galakser. Grunnstoff tyngre enn hydrogen og helium har blitt dannet gjennom fusjon i stjerner senere (se nukleosyntese), og derfor må de første stjernene ha bestått av kun hydrogen og helium. Gass uten tyngre grunnstoffer oppfører seg litt annerledes enn gass med mange ulike og tyngre grunnstoffer, blant annet fordi energi og temperatur ikke kan transporteres like fort. Siden man ikke har observert stjerner helt uten tyngre grunnstoffer er det sannsynlig at de tidlige stjernene var relativt store og levde korte liv, men det er også mulig at en del av de første stjernene var små og vi ikke har observert dem enda.
Allerede på 1700-tallet, etter Copernicus heliosentriske verdensbilde med Sola i sentrum av solsystemet ble etablert, ble det spekulert i hvordan solsystemet hadde blitt til. En tidlig idé var at solsystemet hadde oppstått fra en roterende sky av gass, dette kalles Nebularhypotesen. Det tok lang tid før man kunne observere interstellart støv og gass, og det var ikke før slutten av 1800-tallet at Edward Barnard observerte mørke områder på nattehimmelen som senere viste seg å være absorbsjonståker (se stjernetåke). På 1920-tallet fant Cecilia Payne-Gaposchkin ut at stjerner først og fremst består av hydrogengass, George Gamow foreslo fusjon som stjernenes energikilde og Edwin Hubble viste at universet er i endring da det stadig utvides.
Historien om forskning på stjernedannelse henger sammen med utviklingen av radioastronomi, siden den kalde gassen stjerner kommer fra først og fremst sender ut stråling med bølgelengder lengre enn synlig lys. Karl Jansky rapporterte for første gang om radiostråling fra universet i 1933, fra sentrum av Melkeveien. I 1944 beregnet Hendrik C. van de Hulst at hydrogenatomer kan sende ut stråling med en bølgelengde på 21 cm. Forskning på kald gass og støv skjøt fart etter andre verdenskrig, da radioantenner som hadde blitt brukt i krigen begynte å observere universet (se radioteleskop). Det ble funnet radioemisjon fra store deler av himmelen, og med det begynte kartleggingen av kald gass og støv som er opphavet til stjerner.
Et teleskop som har vært viktig i forskning på interstellart stoff og stjernedannelse, er romteleskopet IRAS som ble lansert i 1983 og observerte nesten hele himmelen i infrarødt. Da kunne man se på og inn i støvskyer, man observerte veldig unge stjerner fortsatt innhyllet i støv og gass, og det ble funnet skiver rundt unge stjerner. Hubble romteleskopet som ble skutt opp i 1990, var i flere tiår viktig i dette feltet: det viste vakre og detaljerte bilder av stjerneskyer og galakser som revolusjonerte forståelsen av universet. En viktig oppdagelse (gjort med et teleskop på bakken) som førte til økt interesse for forskning på dannelse av planeter og stjerner var deteksjonen av den første eksoplaneten i 1995.
I Atacamaørkenen i Chile finnes Atacama Large Millimeter Array (ALMA) som er et interferometer med 66 antenner og har vært i drift siden 2011. De 66 antennene oppnår høy oppløsning i millimeter bølgelengder, og har gitt ny innsikt i kald gass og støv i Melkeveien og andre galakser. I andre galakser har ALMA blitt brukt til å kartlegge kald gass og man har sett interessante forskjeller i områder med stjernedannelse i ulike galakser. I Melkeveien kan ALMAs 66 antenner oppnå høy nok oppløsning til å se protoplanetariske skiver og protostjerner. En protoplanetarisk skive (en skive rundt en protostjerne som er i ferd med å danne planeter) ble for første gang observert i 2014. I årene etter har mange slike skiver blitt observert, noe som tyder på at dannelse av planeter rundt stjerner er vanlig i universet.
James Webb romteleskopet ble skutt opp i 2021, og et av hovedmålene med romteleskopet er å se tilbake i tid til tidlige stjerner og tidlige galakser. Data fra teleskopet tyder på at galakser ble dannet tidligere enn man hadde trodd, og teleskopet har blant annet også gitt ny innsikt i dannelse av store stjerner og i rollen til sterke magnetfelt i Melkeveiens sentrum.
Kommentarer
Kommentarer til artikkelen blir synlig for alle. Ikke skriv inn sensitive opplysninger, for eksempel helseopplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer når de kan. Det kan ta tid før du får svar.
Du må være logget inn for å kommentere.