Den nuvarande modellen för ursprung till stjärnor kallas nebularhypotesen . Den föreslår att stjärnor bildas från jätte moln och damm som kallas nebulee .
Här är en steg-för-steg-uppdelning av processen:
1. jätte molekylära moln: Resan börjar med stora, kalla och täta moln av interstellär gas och damm som kallas jätte molekylmoln (GMC). Dessa moln består främst av väte (H), helium (HE) och små mängder tyngre element.
2. gravitationskollaps: Inom dessa moln upplever regioner med något högre täthet en starkare gravitationell dragning. Detta leder till en lokal kollaps av molnet. När materialet faller inåt komprimerar det och värms upp.
3. protostarbildning: När det kollapsande molnet krymper snurrar det snabbare på grund av bevarande av vinkelmoment. Denna rotation plattar molnet till en skiva, med en tät, varm kärna som bildas i mitten. Denna kärna kallas en protostar.
4. Kärnfusionständning: Protostaren fortsätter att tillbringas material från skivan, växer i massa och temperatur. Så småningom blir kärnan så varm och tät att kärnfusion börjar, omvandlar väte till helium och släpper enorma mängder energi.
5. Huvudsekvensstjärna: När kärnfusion antänds blir protostaren en stabil stjärna och går in i livets huvudsekvens. Stjärnens livstid på huvudsekvensen beror på dess massa. Mer massiva stjärnor förbränner deras bränsle snabbare och har kortare livslängd.
6. Evolutionära stadier: Med tiden blir stjärnkärnan uttömd av väte, och den börjar utvecklas till senare stadier, såsom röda jättar, vita dvärgar eller till och med supernovae, beroende på dess massa.
Nyckelfaktorer som bidrar till stjärnbildning:
* gravitationsinstabilitet: Molnets första kollaps drivs av tyngdkraften.
* densitetsfluktuationer: Lite variationer i densitet i molnet kan utlösa kollaps i specifika regioner.
* Supernova chockvågor: Explosioner av massiva stjärnor kan utlösa kollaps av närliggande moln och initiera stjärnbildning.
* magnetfält: Magnetfält i nebulan kan påverka formen och rotationen av det kollapsande molnet.
Observationsbevis:
* infraröda observationer: Teleskop kan upptäcka den infraröda strålningen som släpps ut av protostar, vilket bekräftar närvaron av heta, täta kärnor inom kollapsande moln.
* Radioobservationer: Radioteleskop avslöjar närvaron av molekylära moln och fördelningen av olika molekyler inom dem.
* unga stjärnkluster: Observera stjärnkluster med olika åldrar ger bevis på de olika stadierna av stjärnbildning och evolution.
Den nebulära hypotesen är en väletablerad och allmänt accepterad modell för stjärnornas ursprung. Det stöds av en enorm mängd observationsbevis och fortsätter att förfinas genom pågående forskning.
