stjärnbildningen

Stjärnbildningen är den process genom vilken gas och damm i interstellära moln kondenserar och bildar nya stjärnor. Den sker främst i kalla molekylmoln inom galaxerna, ofta inom stora molekylmoln som kallas giant molecular clouds (GMCs). Temperaturen i dessa regioner är cirka 10–20 kelvin och densiteten är mycket hög jämfört med andra delar av interstellära rymden.

Processen börjar när lokala överdensiteter inom molnet kollapsar under sin egen gravitation och fragmenteras till protostjärnors kärnor. Dessa kärnor växer genom fortsatt accretion av omgivande gas och damm och är vanligtvis omgivna av en protoplanetär skiva. Bipolära jets och outflows uppstår som en följd av vinkelmomentumkollision och magnetiska fält.

När protostjärnan svarar upp mot ökande kärntemperatur och tryck inuti kärnan, startar kärnreaktioner (vätefusion) och stjärnan övergår till huvudsädesstadiet. Under de första miljonerna av livet kallas objekten ofta klass 0 och I (protostjärnor) och senare klass II och III (T Tauri-stjärnor) när gas och damm avlägsnas från omgivningen.

Stjärnbildning sker ofta i grupper eller stjärnhopar och i relation till GMCs. Den är i allmänhet relativt ineffektiv: bara en liten andel av den tillgängliga gasen omvandlas till stjärnor, medan resten återgår till turbulens, gasutströmmningar och feedback från nybildade stjärnor.

Observationer med infraröd, submillimetervågor och radio används för att studera den inre strukturen hos kollapsande moln och protostjärnor. Molekylära gaser som CO utgör nyckelspårvägar. Protoplanetära skivor runt nybildade stjärnor är platserna där planetsystem bildas.