1. Termisk strålning:
* Hög temperatur: Gasen i dessa regioner är oerhört varm och når temperaturer på tusentals till tiotusentals Kelvin.
* Blackbody -strålning: Denna höga temperatur gör att atomerna och molekylerna i gasen vibrerar och rör sig snabbt. Denna rörelse genererar elektromagnetisk strålning över ett brett spektrum, med en topp i de synliga och infraröda regionerna. Ju varmare gasen är, desto mer ljus släpper den ut och desto ljus är färgen på det ljuset.
2. Kollisionsexcitation:
* Hög densitet: Gasen är också mycket tät, vilket innebär att atomerna och molekylerna ofta kolliderar med varandra.
* Energiöverföring: Dessa kollisioner kan överföra energi till elektroner i atomerna och spännande dem till högre energinivåer.
* de-excitation: När de upphetsade elektronerna återvänder till sitt marktillstånd släpper de fotoner av ljus med specifika våglängder, motsvarande energiskillnaden mellan nivåerna. Denna process är ansvarig för utsläppslinjerna som ses i spektra för stjärnbildande regioner.
3. Chockvågor:
* utflöden och strålar: Unga stjärnor lanserar ofta kraftfulla jetflygplan och utflöden av gas.
* Energispridning: Dessa strålar och utflöden kolliderar med den omgivande gasen och skapar chockvågor.
* Uppvärmning och utsläpp: Chockvågorna värmer upp gasen och får den att avge ljus.
4. Dammutsläpp:
* infraröd strålning: Även om de främst består av gas innehåller stjärnbildningsregioner också dammpartiklar. Dessa partiklar absorberar ultraviolett och synligt ljus från de unga stjärnorna och återmonterar det i den infraröda delen av spektrumet.
Sammanfattningsvis: Den heta gasen i stjärnbildningsregioner avger ljus på grund av kombinationen av dess höga temperatur, täta miljö, kollisioner som lockar atomer och närvaron av dammpartiklar som återmonterade absorberade ljus.
