stjärnbildningens

Stjärnbildningen är den astrophysikaliska processen där gas och stoft i molekylära moln kollapsar under gravitation och bildar stjärnor. Den sker främst i gigantiska molekylära moln inom galaxer, särskilt i spiralarmar där densiteten är högre och gasen är kall. En kollaps startar när en tät kärna blir gravitationellt instabil och gravitationen övervinner stöd från turbulens och magnetiska fält. Under kollapsen bildas en protostjärna som omges av en protoplanetär disk; fortsatta massacceleration leds av outflows och jets som transporterar bort överskott av energi och massa. Efter hundratusentals till miljoner år uppnår protostjärnan hydrostatisk jämvikt och går in i pre-main-sequence-fasen, vanligtvis som en T-tauri- eller Herbig Ae/Be-stjärna, tills kärn fusion startar i kärnan.

Stjärnbildningen påverkas av miljön och av feedback från nybildade massiva stjärnor. Strålning, jonisation och stjärnvindar kan hämma fortsatt bildning i närliggande regioner eller, under rätt omständigheter, inducera ny bildning genom att komprimera omgivande gas. Den observeras i infraröd och submillimeterm emission från damm samt i gaslinjer såsom CO; effekter av unga stjärnhimmel syns också som H II-regioner runt nybildade stjärnor.

Förekomsten av ett universellt initialt massfördelningen (IMF) anger sannolikheten att stjärnor med olika massor bildas, och studier tyder på att IMF är relativt konstant över olika miljöer. Slutligen bildas ofta stjärnhopar, och deras dynamik påverkar bildandet av planetsystem i regionen.