I kapitel 12 fandt vi, at stjerner kan have en bred vifte af masser, der varierer fra mindre end 1/10 af Solens masse, op til cirka 100 gange Solens masse. Massen af en stjerne, bestemmer dens vej gennem dens liv, så astronomer vil vide, hvad der afgør hvor massiv en stjerne vil være. En åbenbar mulighed er, at en stjerne under dannelse, bliver ved med at vokse, indtil den har brug alt gassen omkring sig; den kan ikke blive større, simpelthen fordi, den er løbet tør for materiale. Dette scenarie er dog ikke i overensstemmelse med observationer af, hvordan stjerner faktisk dannes. Kun en lille del af materialet i en molekylær sky – måske et par procent – ender i stjernerne der dannes inde i dem. Noget må forhindre, at de meste af materialet i en molekylær sky, falder ned på protostjernen.
Materialet falder ned på tilvækstsskiven omkring et ungt stjerneobjekt, og bevæger sig indad, mod stjernens ækvator, mens der samtidigt blæses materiale væk fra protostjernen og skiven i to modsatrettede strømme, væk fra tilvækstsskivens plan (se figur 14.23a). Den resulterende strøm af materiale væk fra en protostjerne, kaldes en bipolær udstrømning. Kraftige udstrømninger, kan forstyrre skykernen og tilvækstsskiven, hvorfra protostjernen dannes, og kan således lukke af for strømmen af materiale til protostjernen.
Nogle bipolære udstrømninger fra unge stjerneobjekter, er langsomme og ret uordnede, mens andre danner bemærkelsesværdige stråler af materiale, der bevæger sig væk fra den dannende protostjerne og tilvækstsskiven, med hastigheder på hundrede af kilometer per sekund (se figur 14.23b). Materialet i disse stråler, strømmer ud i det interstellare medium, hvor det opvarmer, komprimerer og skubber den omgivende interstellare gas væk. Knuder af glødende gas, der er accelereret ved disse stråler, kaldes Herbig-Haro objekter (eller HH objekter for kort), og er opkaldt efter de to astronomer, der først identificerede dem og associerede dem med stjernedannelse. Figur 14.24, viser et billede fra Hubble Space Telescope af stråler i HH objekter.
Oprindelsen af udstrømningerne fra protostjernerne, er ikke forstået særlig godt, men de nuværende modeller tyder på, at de er resultatet af magnetiske interaktioner mellem protostjernen og tilvækstsskiven. Det indre af protostjernen, når den er på dens Hayashi spor, er konvektiv. Store celler af varm gas stiger fra det indre, mens andre celler af køligere gas, falder mod midten. Denne konvektion, kombineret med protostjernens hurtige rotation, kan føre til dannelsen af en dynamo, der ligner den dynamo, som driver Solens magnetfelt. En dynamo i midten af en protostjerne vil dog være meget kraftigere end dynamoen i Solen. Det resulterende stærke magnetfelt, kan få protostjernen til at blæse en kraftig vind. Det kan også virke som bladet i en blender, der river det inderste af tilvækstsskiven i stykker og slynger materiale ud i det interstellare rum.
Indtil den præ-stellare vind begynder at blæse, er protostjernen indhyllet i den støvede molekylære skykerne, hvorfra den er blevet født. Som vinden fra protostjernen spreder denne dunkle konvolut omkring protostjernen, fremkommer det første lys fra protostjernen i det synlige område af det elektromagnetiske spektrum: protostjernen bliver ”afsløret”. Når den sammentrækkende protostjerne viser sig, betegnes den som en T Tauri stjerne. Dette navn kommer fra den første genkendte glød fra denne klasse af objekter, nemlig stjernen mærket som T i stjernebilledet Tyren (Taurus).
Astronomer har længe vidst, at stjerner ofte findes sammen i tætte samlinger, kaldet stjerneklynger. Figur 14.25 viser en sådan stjerneklynge: en gruppe kaldet Pleiaderne, Syvstjernen, eller ”De syv søstre”. Stjerneklyngen gav astronomerne deres første beviser på, at mange stjerner af alle forskellige masser, kan dannes på det samme sted og på omtrent samme tid. Et kig rundt omkring i Mælkevejen, afslører et sammensurium af stjerner – nogle meget gamle og andre meget unge. Hvis disse var de eneste stjerner der var tilgængelige til studie af stjerner, ville det være yderst svært at lære meget om, hvordan stjernerne udvikler sig. Stjerneklynger, er derimod store samlinger af stjerner, der alle er dannet på samme tid, på samme sted, og fra samme materiale. De udgør nyttige kilder til studiet af stjernedannelse.
Selvom de få klareste og mest massive stjerner i denne klynge dominerer det der kan ses, er langt størstedelen af stjernerne i klyngen mindre massive, som Solen. Faktisk synes nogle stjernedannende regioner, ikke at danne nogle specielt massive stjerner overhovedet. Astronomer er meget interesseret i, hvordan og hvorfor molekylære skyer inddeler sig i stjerner med lav og høj masse. Detaljerne i denne deling – specielt hvilken brøkdel af protostjerner, der får hvilke masser – er afgørende, hvis observationer af stjerner i Solens nabolad i dag, skal hjælpe med at oprulle stjernedannelsens historie i vores galakse. Astronomer har endnu ikke en detaljeret forståelse af, hvorfor nogle skykerner bliver til 1
Efter en skykerne kollapser, bestemmes udviklingen af en protostjerne, stort set af dens samlede masse. Beregninger tyder på, at en stjerne med Solens masse, sandsynligvis er omkring 10 millioner år, eller deromkring, om at tilbagelægge dens Hayashi spor og blive til en stjerne i hovedserien. Hele dannelseshistorien, herunder sammenfaldet og fragmenteringen af den molekylære sky, tyder på, at den samlede tid er mere lig 30 millioner år. Fordi selvtyngden for en mere massiv kerne er stærkere, falder mere massive kerner hurtigere sammen til dannelse af stjerner. En 10
De 30 millioner år, eller deromkring, som det tog Solen at blive dannet, er lang tid, men det er en lille del af de 10 milliarder år, hvor Solen støt smelter hydrogen sammen til helium, som hovedseriestjerne. Det er ikke underligt, at der er så få blandt de mange stjerner der er synlige på himlen, der er unge. Men enhver stjerne var ung på et tidspunkt, herunder Solen.
Ikke overraskende, er der fortsat mange ubesvarede spørgsmål omkring stjernedannelse. Hvordan skal astronomerne for eksempel ændre på deres teorier, for at tage højde for dannelsen af binære stjerner eller andre systemer med flere stjerner? Når astronomerne observerer himlen, finder de, at omkring halvdelen af stjernerne de ser, er en del af flerstjernesystemer. På hvilket tidspunkt i stjernedannelsen, bliver det bestemt, at en kollapsende skykerne, vil danne flere stjerner i stedet for kun en? Nogle modeller tyder på, at denne opdeling kan ske tidligt i processen, under selve fragmenteringen og sammenfaldet af den molekylære sky. Fordelen ved disse ideer er, at de tilbyder en naturlig måde at håndtere meget af skyens impulsmoment på: det bliver en del af stjernernes indbyrdes kredsløbs impulsmoment. Andre modeller tyder på, at yderligere stjerner kan dannes fra tilvækstsskiven, omkring den oprindelige enlige protostjerne.
Det billede af stjernedannelse, som bliver præsenteret her, er bemærkelsesværdigt komplet, idet astronomer aldrig har besøgt en protostjerne, eller betragtet en stjerne som den dannes. I stedet, har de observeret mange forskellige stjerner, på forskellige stadier i deres dannelse og udvikling, ved forskellige bølgelængder, og de har brugt deres viden om de fysiske love til, at binde disse observationer sammen til en sammenhængende og konsistent beskrivelse af, hvordan, hvorfor, og hvor stjernerne dannes. Astronomer bruger observationer til at se, hvilke ting der eksistere i universet, fysik til at forstå hvordan de virker og forholdet mellem dem, og datamodeller for at simulere de fysiske ændringer over tid. Så sammenligner de deres resultater med observationer. Denne flerstrengede måde at angribe det på, er sådan al astronomi (og i en vis forstand alle fysiske videnskabsgrene) virker på.