Stervorming
Stervormingis het proces waarin een wolk van gas onder invloed van zijn eigenzwaartekrachtineenstort tot eenprotosteren uiteindelijk eenstervormt.
Een ster ontstaat uit kernen (cores) inmoleculaire gaswolkenmet een massa en dichtheid die groot genoeg zijn.
Een moleculaire wolk zal inhydrostatisch evenwichtblijven zolang dekinetische energievan degasdrukin evenwicht is met depotentiële energievan de internegravitatiekracht.Mathematisch wordt dit uitgedrukt door hetviriaaltheorema,wat zegt dat om in evenwicht te blijven de gravitationele potentiële energie gelijk moet zijn aan tweemaal de interne thermische energie. Als een wolk massief genoeg is zodanig dat de gasdruk niet groot genoeg is om haar te ondersteunen zal de wolk gravitationeel ineenstorten. De massa waarboven dit zal gebeuren wordt dejeansmassagenoemd. De jeansmassa hangt af van de temperatuur en dichtheid van de wolk.
Een deel van een dergelijke gaswolk kan zich, bijvoorbeeld onder invloed van eenschokgolf,gaan samentrekken. Uit een dergelijke samentrekkende gaswolk ontstaat een ster, vaak ook een systeem van twee of meer sterren, of zelfs eenopen sterrenhoop.
Er wordt onderscheid gemaakt tussen de vorming van massieve sterren en van minder massieve sterren. Eerst ontstaat er eenprotoster(die zeer moeilijk waarneembaar zijn), die later evolueert tot eenjong stellair object(young stellar object,YSO).
In het Hertzsprung-Russelldiagram bevinden protosterren zich op de zogenaamde 'birthline'. Daarna bewegen ze zich langshayashi-tracks(volgens hun massa) verticaal naar beneden naar de hoofdreeks. Hayashi-tracks zijn genoemd naar de Japanse astronoomChushiro Hayashidie stervorming theoretisch bestudeerd heeft. Bij een protoster op een Hayashi-track is het energietransport volledigconvectief.Bij lichtere sterren blijft dit zo tot de ster op de hoofdreeks aankomt. Bij sterren zwaarder dan 0,5zonnemassawordt de interne temperatuur zo hoog dat deopaciteitkleiner wordt, en het energietransport door straling begint. Dan beweegt de jonge ster zich naar links in het Hertzsprung-Russell-diagram langs eenhenyey-track(genoemd naarLouis G. Henyey).
Massieve sterren (metspectraalklasseO en B) ioniseren zodra ze gevormd zijn de resterende moleculaire wolk. De geïoniseerde materie is zichtbaar als eenH-II-gebied.In het begin bevindt de ster zich nog in het dichte gas waaruit ze gevormd is, en is er een ultra-compact HII-gebied, wat alleen zichtbaar is inradiostraling,en in het ver-infrarood. Vaak is zo'n gebied geassocieerd metinterstellaire masers.Later wordt dit gebied groter en wordt het HII gebied ook in het optische gebied zichtbaar (zoals deOrionnevel).
Een ster als de zon begint zijn leven als eenT Tauri-ster.In eenHertzsprung-Russelldiagramliggen deze rechts van dehoofdreeks,ze zijn relatief gezien lichtsterker, groter en koeler dan hoofdreekssterren. Deze sterren stralen sterk in hetinfrarood,en worden omringd door een schijf van stof, waaruit eenplanetenstelselkan ontstaan. Vaak zijn T Tauri-sterren geassocieerd metHerbig-Haro-objecten.
De T Tauri-ster wordt geleidelijk kleiner en heter, totdat de kern een temperatuur van 10 miljoenkelvinbereikt, en de ster op dehoofdreeksuitkomt. Het hele traject van moleculaire gaswolk tot beginnende hoofdreeksster duurt voor een ster als de zon ongeveer 35 miljoen jaar.