Vi starter beskrivelsen af en protostjerne på et tidspunkt, hvor skyen stadig kollapser, og mere og mere materiale falder ind på skiven. På dette tidspunk, er overfladen af protostjernen blevet opvarmet til en temperatur på tusindvis af kelvin, som tyngdeenergien i den oprindelige molekylære sky, er blevet omdannet til termisk energi. Protostjernen er også stor – hundreder af gange større end Solen – hvilket betyder, at overfladen på en protostjerne er titusinder af gange større end Solens overflade. Hver kvadratmeter af dens enorme overflade, udstråler energi i overensstemmelse med Stefan-Boltzmanns lov (se kapitel 4). Resultatet er, at protostjernen er tusindvis af gange mere lysstærk end Solen, selv om de nukleare reaktioner der vil drive den gennem dens liv, endnu ikke er begyndt.
Selvom protostjernen er ekstremt lysende i dette stadie af dens luv, kan den nok ikke ses af astronomer i synligt lys området, af to grunde: for det første er protostjernen relativt kold i forhold til stjerner, så det meste af strålingen er i det infrarøde område af det elektromagnetiske spektrum. For det andet, og endnu vigtigere, begynder protostjernen sit liv begravet dybt i hjertet af en tæt og støvet molekylær sky. Støvet i skyen blokere for alt synligt lys, så udsynet til protostjernen er skjult. Imidlertid er meget af det infrarøde lys fra protostjernen med længere bølgelængde, og dermed i stand til at undslippe fra protostjernens skjulte vugge. Desuden opvarmes støvet i skykernen af stråling fra protostjernen, og dette støv lyser også i den infrarøde del af det elektromagnetiske spektrum. Af denne grund, studerer astronomer for det meste protostjerner i den infrarøde del af spektret.
Følsomme infrarøde instrumenter, udviklet siden 1980’erne, har revolutioneret studiet af protostjerner og andre unge stjerneobjekter. Mørke skyer har vist sig at være hele klynger af tætte skykerner, unge stjernelegemer og glødende støv, når de observeres i det infrarøde lys. Figur 14.18, viser billeder af stjerner, der dannes inde i kolonner af støv og gas i Ørnetågen.
En skiftende balance: protostjernen under udvikling
På et hvilket som helst givent tidspunkt, er protostjernen i balance med kræfterne fra den varme gas’ tryk udad, og tyngdekræftens trækken indad, således at kræfterne altid er lige store men modsatrettede. Men denne balance ændrer sig konstant. Materialet fortsætter med at falde ned på protostjernen og tilføjes til dens masse, og tyngdekraftens trækken indad, øger dermed den vægt, som de underliggende lag af protostjernen skal kunne understøtte. Protostjernen taber også sin interne termiske energi langsomt, ved at stråle den væk.
Hvordan kan et objekt være i perfekt balance, og alligevel skiftende på samme tid? Lad os se på et mere dagligdags eksempel. Figur 14.19a viser en simpel fjedervægt, der i princippet fungerer ved, at jo mere fjederen presses sammen, desto mere skubber den tilbage. Når der hældes sand langsomt på fjederen, afbalanceres den nedadgående vægt af fjederens opadgående kraft. Når vægten af sandet stiger, komprimeres fjederen langsomt. Fjederen og vægten af sandet er altid i balance, men denne balance ændrer sig med tiden, som mere og mere sand hældes på fjederen. På samme måde er protostjernen altid i balance, da tyngdekraftens indadgående kraft, bliver afbalanceret af trykkets udadgående kraft (se figur 14.19b). Protostjernens balance ændrer sig også med tiden. Ligesom sand der falder på fjederen, komprimerer materiale der falder ned på protostjernen, den mere og mere, og protostjernen udvikler sig.
Som materiale fortsætter med at falde ned på protostjernen, øges vægten af protostjernens yderste lag. Denne voksende vægt, komprimerer materialet i det indre af protostjernen, og som den komprimeres, stiger protostjernens indre temperatur (Ved komprimering af en gas, bliver den altid opvarmet, og det betyder, at en gasudvidelse altid får gassen til at køle ned. Kølesystemet i dit køleskab, arbejder ved at komprimere gas for at gøre den varm, og derefter lade denne varme gas køle af, så når den udvider sig igen, bliver den virkelig kold). Hvis det indvendige af protostjernen nu er tættere og varmere, er trykket også højere – lige præcist højt nok, til at afbalancere den øgede vægt af materialet over det indre i protostjernen. Balancen opretholdes altid.
Selv efter materialet holder op med at falde ned på protostjernen, fortsætter protostjernen meget på samme måde. Tidligere sagde vi, at protostjernen udstråler mange gange mere energi end Solen gør. Termisk energi, fanget i protostjernens indre, stråles væk – den samme termiske energi, der er ansvarlig for at understøtte protostjernen mod tyngdekraften. Så efterhånden som termisk energi langsomt siver ud af protostjernen, begynder tyngdekraften at dominere, og protostjernen krymper yderligere. Efterhånden som protostjernen krymper, bliver tyngdekraften større (fordi protostjernens dele er tættere sammen). Dermed bliver dens indre komprimeret yderligere, så der bliver varmere. Som gassen inde i protostjernen udstråler energi, opvarmes protostjernen faktisk, fordi opvarmningen på grund af krympningen, overstiger den kølende udstråling af energi. Som densiteten og temperaturen stiger, gør trykket det også – lige nok til at modvirke tyngdekraftens voksende styrke. Balancen mellem tyngdekraft og tryk opretholdes altid. Denne proces fortsætter, idet protostjernen bliver mindre og mindre, og dens indre bliver varmere og varmere, indtil protostjernens centrum endelig er varmt nok til, at hydrogen kan begynde art smelte sammen til hydrogen.
Når et objekt udstråler energi, bliver det normalt koldere. Når du slukker strømmen til kodepladen, bliver kogepladen koldere, fordi den mister termisk energi. Men vi har lige konkluderet, at som protostjernen stråler termisk energi væk, bliver den faktisk varmere. Hvordan kan det være? Endnu engang, ligger svaret i begrebet energiens bevarelse. Som protostjernen trækker sig sammen, falder hver del af protostjernen langsomt ind mod centrum, hvilket betyder at protostjernen mister tyngdeenergi. Denne tyngdeenergi skal dukke op i en anden form, som i dette tilfælde er termisk energi. En del af denne termiske energi stråles væk, men ikke alt sammen – derfor bliver det indre af protostjernen varmere.
Figur 14.20 illustrerer denne begivenhedskæde. Protostjernen udstråler termisk energi, og i denne proces mister den sin trykstøtte. Den manglende trykstøtte betyder, at protostjernen trækker sig sammen. Efterhånden som protostjernen trækker sig sammen, omdannes tyngdeenergi til termisk energi, som hæver temperaturen i protostjernens indre. Hvis protostjernen er massiv nok, vil dens indre efterhånden blive så varm, at atomfusion kan begynde. Dette er det punkt, hvor overgangen fra protostjerne til stjerne finder sted. Skellet mellem de to er, at en protostjerne trækker sin energi fra tyngdekollaps, mens en stjerne trækker sig energi fra termonukleare reaktioner i dens indre.
Protostjernens masse, bestemmer om den nogensinde bliver til en stjerne. Som protostjernen langsomt falder sammen, bliver temperaturen i centrum højere og højere. Hvis protostjernen er mere massiv end 0,8 gange Solens masse (0,08 ), vil temperaturen i kernen til sidst nå 10 millioner K mærket, og fusionen af hydrogen til helium begynder. Ved begyndelsen af fusionen af hydrogen til helium, vil den nyfødte stjerne igen tilpasse dens struktur, indtil den stråler energi væk fra overfladen med netop den hastighed, som der bliver firgivet energi fra den indre. Som den gør det, indfinder hydrostatisk og termisk ligevægt sig, og stjernen falder til rette i hovedserien i H-R diagrammet, hvor den vil tilbringe størstedelen af sit liv. Hvis protostjernens masse er mindre en 0,08 , vil den aldrig nå til det punkt, hvor termonuklear reaktioner kan finde sted. En sådan mislykket stjerne, kaldes en brun dværg (se Grundlæggende viden 14.1).
Udviklende stjerner og protostjerner, følger ”evolutionære spor” i H-R diagrammet
Inde i den udviklende protostjerne, er det konvektion (transport af energi ved flytning af pakker med gas), i stedet for stråling, der bærer energi udad, og holder protostjernens indre godt omrørt. Selv om det indre af protostjernen bliver varmere og varmere som den sammentrækkes, forbliver overfladen omkring den samme temperatur, igennem det meste af denne fase i dens udvikling. Denne skelnen er vigtig. Overfladetemperaturen på en stjerne eller en protostjerne, er ikke den samme som temperaturen dybt inde i dens indre. Husk fra kapitel 13, at temperaturen på Solens overflade er cirka 5.780 K, mens temperaturen i Solens indre er millioner af K. Som en protostjerne trækker sig sammen, bliver temperaturen dybt i protostjernen højere og højere, men temperaturen på protostjernens overflade, forbliver næsten konstant.
I 1960’erne, forklarede den teoretiske fysiker Chushiro Hayashi (1910-2010), hvorfor det forholdt sig sådan. Hayashi påpegede, at atmosfærerne på stjerner og protostjerner, indeholder en naturlig termostat: ionen (En eller ”H minus” ion, er et hydrogenatom, der har erhvervet en ekstra elektron, og derfor har en negativ ladning). Mængden af i atmosfæren på en protostjerne, er yderst følsom over for temperaturen ved protostjernens overflade. Jo køligere atmosfæren er, jo langsommere bevæger atomer og elektroner sig rundt, og jo lettere er det for et hydrogenatom, at holde fast på en ekstra elektron. Som et resultat heraf, jo køligere atmosfære, jo flere er der.
ionen hjælper med at styre, hvor meget energi en stjerne eller en protostjerne stråler væk. Jo flere ioner der er i atmosfæren for stjernen eller protostjernen, desto højere er atmosfærens opacitet, og desto mere effektivt er den termiske energi fanget i stjernens eller protostjernens indre. Forestil dig at overfladen på en protostjerne er ”for kold”, hvilket betyder at ekstra ioner dannes i atmosfæren, og øger opaciteten af protostjernens atmosfære. Atmosfæren fanger således mere af den stråling, som forsøger at undslippe, og denne fangede energi, opvarmer protostjernen. Når temperaturen stiger, bliver ioner ødelagt (det vil sige at de ændrer sig til neutrale H-atomer). Forestil dig nu den anden mulighed – at protostjernen er for varm. I dette tilfælde ødelægges ionerne i protostjernens atmosfære, så protostjernens atmosfæres opacitet falder, hvilket gør det muligt for mere stråling, at undslippe fra protostjernens indre. Fordi protostjernen ikke kan holde på nok af sin energi til at forblive varm, køles overfladen af. I begge tilfælde – for varmt eller for koldt – bliver ioner dannet eller ødelagt, indtil protostjernens atmosfære igen fanger lige nøjagtig den rigtige mængde af stråling. ionerne gør basalt set det samme, som dynen gør om natten. Hvis det bliver for koldt, trækker du en ekstra dyne over dig for at holde på din krops termiske energi og holde dig varm (flere ioner). Hvis du bliver for varm, skubber du noget af dynen af dig for at afkøle (færre ).
Mængden af ioner i atmosfæren, holder protostjernens overfladetemperatur et sted mellem 3.000 og 5.000 K, afhængigt af protostjernens masse og alder. Fordi overfladetemperaturen på en protostjerne ikke ændres ret meget, ændres mængden af energi per tidsenhed der stråles væk fra hver kvadratmeter af overfladen på protostjernens sig heller ikke meget. Husk på Stefan-Boltzmanns lov fra kapitel 4, der siger, at mængden af udstrålet energi fra hver kvadratmeter af protostjernens overflade, bestemmes af dens temperatur. Men som protostjernen krymper, krymper arealet af overfladen også. Der er færre kvadratmeter overflade, til at udstråle, så luminositeten af protostjernen falder (se Matematiske værktøjer 14.2). Når den ses udefra, forbliver protostjernens temperatur og farve, næsten den samme, men den bliver gradvist svagere, som den udvikler sig til dens endelige liv som hovedserie-stjerne.
I kapitel 12, introducerede vi H-R diagrammet, og brugte det til at forklare, hvordan stjernernes egenskaber er forskellige. I de næste par kapitler, vil vi bruge H-R diagrammet til at holde styr på, hvordan stjerner ændres, når de udvikler sig gennem deres levetid. Den vej henover H-R diagrammet, som en stjerne følger, når den gennemgår dens forskellige stadier af dens liv, kaldes stjernens evolutionære spor (figur 14.22a). Den specifikke vej, som en protostjerne under udvikling følger, når den nærmer sig hovedserien, kaldes dens Hayashi-spor (figur 14.22b). Protostjernen har højere luminositet, end den vil have som ægte stjerne i hovedserien, så protostjernens Hayashi-spor, ligger over hovedserien på H-R diagrammet. Fordi overfladetemperaturen på en protostjerne, forbliver næsten konstant som protostjernen trækker sig sammen, er protostjernens Hayashi-spor en næsten lodret linje på H-R diagrammet. Figur 14.22 viser før-hovedserie evolutionære spor, for stjerne af flere forskellige masser. Astronomer siger, at en protostjerne under udvikling ”stiger ned af Hayashi-sporet”.
