Stjärnbildning

Stjärnbildning är processen där kalla, tätt packade molekylgaser i galaxer kollapsar under sin egen gravitation och bildar stjärnor. Den sker framför allt i gigantiska molekylmoln (GMCs) i spiralarmar och andra regioner där gasen är tät. Effektiviteten per moln är vanligtvis cirka 1–10 procent.

Den gravitationella kollapsen sker när lokala densiteter överskrider Jeans-gränsen och trycket från temperatur, turbulens och magnetfält inte längre kan motverka gravitationen. Kärnorna bildas och ofta delar sig molekylmolnen i fragment som ger flera protostellar-kärnor, vilka senare bildar stjärnor eller små kluster. Under protostjärnstadiet accreteras materia via en skiva och protostjärnor uppvisar ofta utflöden och jetströmmar.

Stadierna beskrivs ofta som klass 0, I, II och III YSO (young stellar objects). Klass 0/I kännetecknas av aktivt massinfall och en tjock omgivande skiva; klass II har en tydligare stjärna med disk och mindre infall; klass III uppvisar en avtagande disk och närmar sig huvudserien. Tidsramarna är ungefär: fri-fall-tiden för tätkärnor är cirka 10^5 år; protostjärnfasen varar cirka 0,1–1 Myr; diskarnas livslängd är flera Myr.

Observationer: stjärnbildning studeras i infrarött och submillimeter då damm och kyla gör regionerna ogenomskinliga i synligt ljus. Viktiga spårningsmetoder är CO-molekylens emission, dammcontinuum samt H II-regioner runt mycket unga massiva stjärnor. Nya teleskop som ALMA, Spitzer, Herschel och JWST har gjort det möjligt att se protostjärnor, utflöden och protoplanetära skivor i detalj.

Betydelse och effekter: stjärnbildning är en central process för galaxers evolution. Massiva stjärnor producerar stark strålning, vindar och supernovae som hämmar eller stimulerar ny stjärnbildning och därigenom reglerar den totala stjärnbildningen i en region. Initiala massfördelningen (IMF) beskriver hur många stjärnor som bildas i olika massor och följer generellt en nedåtriktad för höga massor. De flesta stjärnor bildas i massor mellan cirka 0,08 och några tiotal solmassor; mycket massiva stjärnor är relativt sällsynta.