1. Initiala villkor :Utgångspunkten för stjärnbildning är närvaron av en tät region inom ett molekylärt moln, känt som en stjärnbildande region. Dessa regioner består främst av vätgas och damm.
2. Gravitationskollaps :Tyngdkraften spelar en avgörande roll för att initiera stjärnbildning. När tätheten i en region överstiger en viss tröskel, börjar den att kollapsa under sin egen gravitation.
3. Fragmentering :När det kollapsande molnet blir tätare börjar det splittras i mindre klumpar. Dessa klumpar kallas "kärnor" eller "protostjärnor". Storleken och massan av dessa kärnor bestämmer den slutliga massan av stjärnan som kommer att bildas.
4. Accretion :När en protostjärna väl bildats fortsätter den att samla massa genom att samla gas och damm från omgivningen. Denna process kan vara relativt snabb i de tidiga stadierna men saktar ner när protostjärnan blir mer massiv.
5. Protostar Phase :Under protostjärnfasen genomgår kärnan betydande förändringar. Den värms upp på grund av gravitationskompression och börjar sända ut infraröd strålning. Protostjärnan utvecklar också en central kärna där kärnfusionsreaktioner så småningom antänds, vilket markerar födelsen av en stjärna.
6. Huvudsekvensfas :När kärnfusion börjar i protostjärnans kärna övergår den till en stabil fas som kallas "huvudsekvensen". Detta är den längsta och mest stabila fasen i en stjärnas liv.
Den totala tiden det tar för en stjärna att bildas från den första kollapsen av ett molekylärt moln till huvudsekvensfasen kan variera från några hundra tusen år för stjärnor med låg massa till flera miljoner år för stjärnor med hög massa.
Faktorer som påverkar stjärnbildningens varaktighet inkluderar:
1. Densitet: Det kollapsande molnets täthet påverkar hastigheten på gravitationskollapsen. Tätare moln kollapsar snabbare, vilket leder till snabbare stjärnbildning.
2. Mässa: Massan av protostjärnan eller kärnan bestämmer dess gravitationsstyrka. Mer massiva kärnor kollapsar snabbare och bildar stjärnor snabbare.
3. Temperatur: Temperaturen på det kollapsande molnet påverkar fragmenteringshastigheten. Högre temperaturer kan hämma fragmentering, vilket leder till bildandet av mer massiva stjärnor.
4. Magnetiska fält: Magnetiska fält inom det molekylära molnet kan bromsa kollaps- och fragmenteringsprocesserna, vilket förlänger stjärnbildningens tidslinje.
5. Inledande vinkelmomentum: Den initiala rotationen av det kollapsande molnet kan påverka fragmenteringsmönstret och den efterföljande utvecklingen av protostjärnan.
6. Stjärnfeedback: När en protostjärna bildas avger den strålning och stjärnvindar som kan påverka omgivande gas och damm. Denna feedback kan störa eller förbättra stjärnbildningen i närheten.
Det är viktigt att notera att stjärnbildning är en komplex process som påverkas av flera faktorer, och de faktiska tidsskalorna kan variera beroende på de specifika förhållandena i varje stjärnbildande region.
