stjernedannelsen

Stjernedannelsen er den proces, hvor nye stjerner dannes i kolde molekylskyer i galakserne. Processen begynder, når små tæthedsregioner i skyerne kollapser under deres egen tyngdekraft. Turbulens i skyerne og ydre påvirkninger, som nærliggende stjernedannelser eller supernovaer, kan fremskynde kollapset. For at kollapset kan ske, må skyerne være tæt nok – en grænse kendt som Jeans-masse eller Jeans-længde.

Når kollapset opstår, fragmenterer skyen ofte og danner protostjerner omgivet af en akkretionsdisk. Materiale strømmer ind i protostjernen, mens dele af det udstødes gennem bipolære jets og Herbig-Haro-objekter. Temperaturen og trykket i protostjernen stiger over tid.

Udviklingen klassificeres ofte i faser: Class 0 (meget indlejret protostjerne), Class I (betydelig fortsat accretion), Class II (T Tauri-stjerner med protoplanetardisk) og Class III (dispergeret disk). Når fusionen i kernen starter, flytter stjernen sig til hovedsekvensen.

Der er forskelle mellem dannelsen af lavmasser og høj-masem stjerner. Massive stjerner dannes under stærk feedback i form af stråling og vinde, hvilket kan hæmme eller ændre fortsat dannelse og påvirke omkringliggende skyer.

Observationer af stjernedannelsesregioner bruger infrared-fotometri, emission fra CO-molekyler og masere til at kortlægge processerne. Nogle velkendte stjernedannelsesregioner inkluderer Oriontågen og Taurus-molekylskyen, samt Ophiuchus.