Sternbildung ist der Prozess durch der dichte Gebiete innerhalb von molekularen Wolken, allgemein gekennzeichnet als "Sternkinderzimmer", Zusammenbruch in Bereiche von Plasma, um Sterne zu bilden. Weil ein Zweig der Astronomie-Sternbildung die Studie der interstellaren mittleren und riesigen molekularen Wolken (GMC) als Vorgänger zum Sternbildungsprozess und der Studie von jungen Sterngegenständen und Planet-Bildung als seine unmittelbaren Produkte einschließt. Sternbildungstheorie, sowie Erklärung der Bildung eines einzelnen Sterns, muss auch für die Statistik von binären Sternen und der anfänglichen Massenfunktion verantwortlich sein.

Sternkinderzimmer

Interstellare Wolken

Eine spiralförmige Milchstraße wie die Milchstraße enthält Sterne, Sternreste und ein weitschweifiges interstellares Medium (ISMUS) von Benzin und Staub. Der Letztere besteht aus ungefähr 0.1 zu 1 Partikeln pro Cm und wird normalerweise aus ungefähr 70 % Wasserstoff durch die Masse mit dem grössten Teil des restlichen Benzins zusammengesetzt, das aus Helium besteht. Dieses Medium ist durch Spur-Beträge von schwereren Elementen chemisch bereichert worden, die aus Sternen vertrieben wurden, als sie außer dem Ende ihrer Hauptfolge-Lebenszeit gegangen sind. Höhere Dichte-Gebiete der interstellaren mittleren Form-Wolken oder weitschweifige Nebelflecke, wo Sternbildung stattfindet. Im Gegensatz zu Spiralen verliert eine elliptische Milchstraße den kalten Bestandteil seines interstellaren Mediums innerhalb von ungefähr einer Milliarde Jahren, das die Milchstraße daran hindert, weitschweifige Nebelflecke außer durch Fusionen mit anderen Milchstraßen zu bilden.

In den dichten Nebelflecken, wo Sterne erzeugt werden, ist viel vom Wasserstoff im molekularen (H) Form, so werden diese Nebelflecke molekulare Wolken genannt. Die größten solche Bildungen, genannt riesige molekulare Wolken, haben typische Dichten von 100 Partikeln pro Cm, Diameter, Massen von bis zu 6 Millionen Sonnenmassen und eine durchschnittliche Innentemperatur von 10 K. Ungefähr Hälfte der Gesamtmasse des galaktischen ISMUS wird in molekularen Wolken gefunden, und in der Milchstraße gibt es ungefähr 6,000 molekulare Wolken, jeder mit mehr als 100,000 Sonnenmassen. Der nächste Nebelfleck zur Sonne, wo massive Sterne gebildet werden, ist der Nebelfleck von Orion weg. Sinken Sie jedoch Massensternbildung kommt im ρ Wolkenkomplex von Ophiuchi entfernte ungefähr 400-450 Lichtjahre vor.

Eine kompaktere Seite der Sternbildung ist die undurchsichtigen Wolken von dichtem Benzin und als Kügelchen von Bok bekanntem Staub; so genannt nach dem Astronomen Bart Bok. Diese können sich in Verbindung mit zusammenbrechenden molekularen Wolken oder vielleicht unabhängig formen. Die Kügelchen von Bok sind normalerweise bis zu ein Lichtjahr darüber und enthalten einige Sonnenmassen. Sie können als dunkle Wolken silhouetted gegen helle Emissionsnebelflecke oder Hintergrundsterne beobachtet werden. Wie man gefunden hat, hat mehr als Hälfte der bekannten Kügelchen von Bok sich kürzlich formende Sterne enthalten.

Leerer Raum

Eine Entdeckung durch das Infrarotfernrohr Herschel in Verbindung mit anderem Boden gestützt Fernrohre, hat beschlossen, dass schwarze Flecke des Raums in bestimmten Gebieten, die eine Sternbildung umfassen, nicht dunkle Nebelflecke, aber wirklich riesengroße Löcher des leeren Raums waren. Solcher ist des Gebiets NGC 1999 und sein Stern V380 Orionis der Fall. Die genaue Ursache dieses Phänomenes wird noch untersucht, obwohl es Hypothese aufgestellt worden ist, dass schmale Strahlen von Benzin von einigen der jungen Sterne im Gebiet die Platte von Staub und Benzin durchstochen haben, sowie die starke Radiation von einem nahe gelegenen reifen Stern kann geholfen haben, das Loch zu schaffen. Das war ein vorher unbekannter und unerwarteter Schritt im sternbildenden Prozess.

Wolkenzusammenbruch

Eine interstellare Wolke von Benzin wird im hydrostatischen Gleichgewicht bleiben, so lange die kinetische Energie des Gasdrucks im Gleichgewicht mit der potenziellen Energie der inneren Gravitationskraft ist. Mathematisch wird das mit dem virial Lehrsatz ausgedrückt, der feststellt, dass, um Gleichgewicht aufrechtzuerhalten, die potenzielle Gravitationsenergie zweimal der inneren Thermalenergie gleichkommen muss. Wenn eine Wolke massiv genug ist, dass der Gasdruck ungenügend ist, um sie zu unterstützen, wird die Wolke Gravitationskollaps erleben. Die Masse, über der eine Wolke solchen Zusammenbruch erleben wird, wird die Jeans-Masse genannt. Die Jeans-Masse hängt von der Temperatur und Dichte der Wolke ab, aber ist normalerweise Tausende zu Zehntausenden von Sonnenmassen. Das fällt mit der typischen Masse einer offenen Traube von Sternen zusammen, die das Endprodukt einer zusammenbrechenden Wolke ist.

In der ausgelösten Sternbildung könnte eines von mehreren Ereignissen vorkommen, um eine molekulare Wolke zusammenzupressen und seinen Gravitationskollaps zu beginnen. Molekulare Wolken können mit einander kollidieren, oder eine nahe gelegene Supernova-Explosion kann ein Abzug sein, erschütterte Sache in die Wolke mit sehr hohen Geschwindigkeiten sendend. Wechselweise können galaktische Kollisionen massiven starbursts der Sternbildung auslösen, weil die Gaswolken in jeder Milchstraße zusammengepresst und durch Gezeitenkräfte begeistert werden. Der letzte Mechanismus kann für die Bildung von kugelförmigen Trauben verantwortlich sein.

Ein supermassives schwarzes Loch am Kern einer Milchstraße kann dienen, um die Rate der Sternbildung in einem galaktischen Kern zu regeln. Ein schwarzes Loch, das infalling Sache anwachsen lässt, kann aktiv werden, einen starken Wind durch ein zusammenfallen gelassenes relativistisches Strahl ausstrahlend. Das kann weitere Sternbildung beschränken. Jedoch können die Radioemissionen um die Strahlen auch Sternbildung auslösen. Ebenfalls kann ein schwächeres Strahl Sternbildung auslösen, wenn es mit einer Wolke kollidiert.

Da es zusammenbricht, bricht eine molekulare Wolke in kleinere und kleinere Stücke auf eine hierarchische Weise ein, bis die Bruchstücke Sternmasse erreichen. In jedem dieser Bruchstücke strahlt das zusammenbrechende Benzin weg die durch die Ausgabe der potenziellen Gravitationsenergie gewonnene Energie aus. Als die Dichte zunimmt, werden die Bruchstücke undurchsichtig und sind so beim Ausstrahlen weg ihrer Energie weniger effizient. Das erhebt die Temperatur der Wolke und hemmt weitere Zersplitterung. Die Bruchstücke verdichten sich jetzt in rotierende Bereiche von Benzin, die als Sternembryos dienen.

Das Komplizieren dieses Bildes einer zusammenbrechenden Wolke ist die Effekten der Turbulenz, makroskopischen Flüsse, Folge, magnetischen Felder und der Wolkengeometrie. Sowohl Folge als auch magnetische Felder können den Zusammenbruch einer Wolke hindern. Turbulenz ist im Verursachen der Zersplitterung der Wolke instrumental, und auf den kleinsten Skalen fördert es Zusammenbruch.

Protostar

Eine protostellar Wolke wird fortsetzen, zusammenzubrechen, so lange die Gravitationsbindungsenergie beseitigt werden kann. Diese Überenergie wird in erster Linie durch die Radiation verloren. Jedoch wird die zusammenbrechende Wolke schließlich undurchsichtig für seine eigene Radiation werden, und die Energie muss durch einige andere Mittel entfernt werden. Der Staub innerhalb der Wolke wird erhitzt für Temperaturen, und diese Partikeln strahlen an Wellenlängen in weitem infrarot aus, wo die Wolke durchsichtig ist. So vermittelt der Staub der weitere Zusammenbruch der Wolke.

Während des Zusammenbruchs, der Dichte der Wolkenzunahmen zum Zentrum und so wird das mittlere Gebiet optisch undurchsichtig zuerst. Das kommt vor, wenn die Dichte darüber ist. Ein Kerngebiet, genannt den Ersten Hydrostatischen Kern, formt sich, wo der Zusammenbruch im Wesentlichen gehalten wird. Es setzt fort, in der Temperatur, wie bestimmt, durch den virial Lehrsatz zuzunehmen. Das Benzin, das zu diesem undurchsichtigen Gebiet fällt, schafft Stoß-Wellen, die weiter den Kern heizen.

Wenn die Kerntemperatur darüber reicht, sondert die Thermalenergie die H Moleküle ab. Dem wird von der Ionisation der Wasserstoff- und Helium-Atome gefolgt. Diese Prozesse absorbieren die Energie der Zusammenziehung, ihm erlaubend, Zeitskalen fortzusetzen, die mit der Periode des Zusammenbruchs an Geschwindigkeiten des freien Falles vergleichbar sind. Nachdem die Dichte des infalling Materials unter ungefähr 10 g Cm gefallen ist, wird das Material genug durchsichtig, um ausgestrahlter Energie zu erlauben, zu flüchten. Die Kombination der Konvektion innerhalb des protostar und der Radiation vom Äußeren erlaubt dem Stern, sich im Radius zusammenzuziehen. Das geht weiter, bis das Benzin für den inneren Druck heiß genug ist, um den protostar gegen das genannte hydrostatische Gleichgewicht des Staates des weiteren Gravitationskollapses-a zu unterstützen. Wenn diese Akkretionsphase fast abgeschlossen ist, ist der resultierende Gegenstand als ein protostar bekannt.

Die Zunahme des Materials auf den protostar geht teilweise durch eine circumstellar Scheibe weiter. Wenn die Dichte und Temperatur hoch genug sind, beginnt Fusion des schweren Wasserstoffs, und der äußere Druck der resultierenden Radiation verlangsamt sich (aber hält nicht an) der Zusammenbruch. Material, das die Wolke umfasst, setzt fort, auf den protostar "zu regnen". In dieser Bühne bipolar Flüsse, werden wahrscheinlich eine Wirkung des winkeligen Schwungs des infalling Materials erzeugt.

Wenn sich der Umgebungsgas- und Staub-Umschlag zerstreut und Akkretionsprozess-Halt, wird der Stern als ein Vorhauptfolge-Stern (PREMIERMINISTER-Stern) betrachtet. Die Energiequelle dieser Gegenstände ist Gravitationszusammenziehung im Vergleich mit Wasserstoff, der in Hauptfolge-Sternen brennt. Der PREMIERMINISTER-Stern folgt einer Spur von Hayashi auf dem Hertzsprung-Russell (H-R) Diagramm. Die Zusammenziehung wird weitergehen, bis die Grenze von Hayashi erreicht wird, und danach Zusammenziehung eine Zeitskala von Kelvin-Helmholtz mit der Temperatur fortsetzen wird, die stabil bleibt. Sterne mit weniger als 0.5 Sonnenmassen schließen sich danach der Hauptfolge an. Für massivere PREMIERMINISTER-Sterne, am Ende Hayashi verfolgen sie werden in fast dem hydrostatischen Gleichgewicht im Anschluss an die Spur von Henyey langsam zusammenbrechen.

Schließlich beginnt Wasserstoff, im Kern des Sterns durchzubrennen, und der Rest des Einschlagen-Materials wird beseitigt. Das beendet die protostellar Phase und beginnt die Hauptfolge-Phase des Sterns auf dem H-R Diagramm.

Die Stufen des Prozesses werden in Sternen mit Massen um eine Sonnenmasse oder weniger gut definiert. In hohen Massensternen ist die Länge des Sternbildungsprozesses mit den anderen Zeitskalen ihrer Evolution viel kürzer vergleichbar, und der Prozess wird nicht so gut definiert. Die spätere Evolution von Sternen wird in der Sternevolution studiert.

Beobachtungen

Schlüsselelemente der Sternbildung sind nur durch das Beobachten in Wellenlängen außer dem optischen verfügbar. Die protostellar Bühne der Sternexistenz wird fast weg tief innerhalb von dichten Wolken von Benzin und Staub verlassen vom GMC unveränderlich verborgen. Häufig können diese sternbildenden Kokons in der Kontur gegen die helle Emission von Umgebungsbenzin gesehen werden; sie sind dann als Kügelchen von Bok bekannt. Frühe Stufen eines Lebens eines Sterns können im Infrarotlicht gesehen werden, das in den Staub leichter eindringt als sichtbares Licht.

Die Struktur der molekularen Wolke und die Effekten des protostar können in der Nähe - IR Erlöschen-Karten beobachtet werden (wo die Zahl von Sternen pro Einheitsgebiet und im Vergleich zu einem nahe gelegenen Nullerlöschen-Gebiet des Himmels aufgezählt wird), Kontinuum-Staub-Emission und Rotationsübergänge von CO und anderen Molekülen; diese letzten zwei werden in der Millimeter- und Submillimeter-Reihe beobachtet. Die Radiation vom protostar und frühen Stern muss in Infrarotastronomie-Wellenlängen als das Erlöschen beobachtet werden, das durch den Rest der Wolke verursacht ist, in der sich der Stern formt, ist gewöhnlich zu groß, um uns zu erlauben, es im Sehteil des Spektrums zu beobachten. Das präsentiert beträchtliche Schwierigkeiten, weil die Atmosphäre fast von 20μm bis 850μm, mit schmalen Fenstern an 200μm und 450μm völlig undurchsichtig ist. Sogar außerhalb dieser Reihe müssen atmosphärische Subtraktionstechniken verwendet werden.

Die Bildung von individuellen Sternen kann nur in unserer Milchstraße direkt beobachtet werden, aber im entfernten Milchstraße-Stern ist Bildung durch seine einzigartige geisterhafte Unterschrift entdeckt worden.

Bemerkenswerter Bahnbrecher protestiert

• MWC 349 wurde zuerst 1978 entdeckt und wird geschätzt, nur 1,000 Jahre alt zu sein.
• VLA 1623 - Die erste Vorbild-Klasse 0 protostar, ein Typ von eingebettetem protostar, der noch die Mehrheit seiner Masse anwachsen lassen muss. Gefunden 1993, ist vielleicht jünger als 10,000 Jahre

• L1014 - Ein unglaublich schwacher eingebetteter Gegenstand-Vertreter einer neuen Klasse von Quellen, die nur jetzt mit den neuesten Fernrohren entdeckt werden. Ihr Status ist noch unentschieden, sie konnten die jüngste Klasse 0 der niedrigen Masse protostars noch gesehen sein, oder sogar sehr hat niedrige Masse Gegenstände (wie ein brauner Zwerg oder sogar ein interstellarer Planet) entwickelt.

• IRS 8* - Der jüngste bekannte Hauptfolge-Stern, entdeckt im August 2006. Wie man schätzt, ist es 3.5 Millionen Jahre alt

Niedrige hohe und Massenmassensternbildung

denkt, formen sich Sterne von verschiedenen Massen durch ein bisschen verschiedene Mechanismen. Die Theorie der Sternbildung der niedrigen Masse, die durch einige Beobachtungen gut unterstützt wird, weist darauf hin, dass sich Sterne der niedrigen Masse durch den Gravitationskollaps von rotierenden Dichte-Erhöhungen innerhalb von molekularen Wolken formen. Wie beschrieben, oben führt der Zusammenbruch einer rotierenden Wolke von Benzin und Staub zur Bildung einer Akkretionsplatte, durch die Sache auf einen zentralen protostar geleitet wird. Für Sterne mit Massen höher als ungefähr 8 Sonnenmassen, jedoch, wird der Mechanismus der Sternbildung nicht gut verstanden.

Massive Sterne strahlen reichliche Mengen der Radiation aus, die gegen das infalling Material stößt. In der Vergangenheit wurde es gedacht, dass dieser Strahlendruck wesentlich genug sein könnte, um Zunahme auf den massiven protostar zu halten und die Bildung von Sternen mit Massen mehr zu verhindern, als einige Zehnen von Sonnenmassen. Neue theoretische Arbeit hat gezeigt, dass die Produktion eines Strahles und Ausflusses eine Höhle klärt, durch die viel von der Radiation von einem massiven protostar flüchten kann, ohne Zunahme durch die Platte und auf den protostar zu hindern. Das gegenwärtige Denken besteht darin, dass massive Sterne deshalb im Stande sein können, sich durch einen Mechanismus zu formen, der dem ähnlich ist, durch das sich niedrige Massensterne formen.

Dort besteigt Beweise, dass mindestens einige massive protostars tatsächlich durch Akkretionsplatten umgeben werden. Mehrere andere Theorien der massiven Sternbildung müssen Beobachtungs-geprüft werden. Dieser vielleicht ist das prominenteste die Theorie der Wettbewerbszunahme, die darauf hinweist, dass massive protostars durch die niedrige Masse protostars "entsamt" werden, die sich mit anderem protostars bewerben, um in der Sache von der kompletten molekularen Elternteilwolke, statt einfach von einem kleinen lokalen Gebiet zu ziehen.

Eine andere Theorie der massiven Sternbildung weist darauf hin, dass sich massive Sterne durch die Fusion von zwei oder mehr Sternen der niedrigeren Masse formen können.