fbpx
Wikipedia

Stervorming

Stervorming is die proses waardeur digte streke in molekulêre wolke in die interstellêre ruimte, soms "sterkwekerye" of "stervormingsgebiede" genoem, ineenstort en sterre vorm.[1] As ’n tak van sterrekunde sluit stervorming die bestudering van die interstellêre medium (ISM) en reusagtige molekulêre wolke as voorlopers van die stervormingsproses in, asook van protosterre en jong stervoorwerpe. Dit is nou verwant aan planeetvorming, ’n ander tak van sterrekunde.

Die meeste sterre vorm nie alleen nie, maar as deel van ’n groep, wat ’n sterreswerm of sterassosiasie genoem word.[2]

Sterkwekerye

 
Die Hubble-ruimteteleskoop se foto van die "Skeppingspilare", waar stere in die Arend-newel vorm.

Interstellêre wolke

 
Die newel W51 – een van die grootste sterfabrieke in die Melkweg (25 Augustus 2020).

’n Spiraalsterrestelsel soos die Melkweg bevat sterre, steroorblyfsels en ’n verspreide interstellêre medium van gas en stof. Die interstellêre medium bestaan uit 10-4 tot 106 deeltjies per cm3 en is gewoonlik saamgestel uit rofweg 70% waterstof wat massa betref en verder grootliks uit helium. Dié medium is chemies verryk deur spoorhoeveelhede swaarder elemente wat uit sterre gewerp word wanneer hulle aan die einde van hulle pad as hoofreekssterre kom. Streke in die interstellêre ruimte met ’n groter digtheid vorm wolke bekend as diffuse newels,[3] waar stervorming plaasvind.[4]

In teenstelling met spiraalstelsels, verloor ’n elliptiese sterrestelsel die koue komponent van sy interstellêre medium binne rofweg ’n miljard jaar, wat keer dat die stelsel diffuse newels kan vorm, buiten deur samesmelting met ander sterrestelsels.[5]

In die digte newels waar sterre vorm, is ’n groot deel van die waterstof in die molekulêre vorm (H2), en daarom word dié wolke molekulêre wolke genoem.[4] Die Herschel-ruimtesterrewag het onthul dat filamente alomteenwoordig is in molekulêre wolke. Digte molekulêre filamente, wat belangrik in die stervormingsproses is, sal in swaartekraggebonde kerns versplinter, en die meeste van dié kerns sal tot sterre ontwikkel. Die voortdurende aangroei (of akkresie) van gas, geometriese buiging en magneetvelde kan bepaal presies op watter manier die filamente versplinter. Waarnemings het daarop gedui dat die koelste wolke geneig is om sterre met ’n klein massa te vorm. Hulle is eers in die infrarooi binne-in die wolk sigbaar, en daarna is hulle oppervlak in sigbare lig te sien wanneer die wolk verdwyn. Reusagtige molekulêre wolke, wat gewoonlik warmer is, het sterre van alle massas tot gevolg.[6] Hierdie reusewolke het gewoonlik ’n digtheid van sowat 100 deeltjies per cm3, ’n deursnee van 100 ligjare, massas van tot 6 miljoen sonmassas (M)[7] en ’n gemiddelde interne temperatuur van sowat 10 K. Omtrent die helfte van die totale massa van die galaktiese interstellêre medium word uitgemaak deur die molekulêre wolke,[8] en in die Melkweg is ’n geraamde 6 000 van hulle, elk met ’n massa van meer as 100 000 M.[9] Die naaste newel aan die Son waar swaar sterre vorm, is die Orion-newel, 1 300 ligjare van ons af.[10] Sterre met ’n kleiner massa word egter 400-450 ligjare van hier gevorm in die Rho Ophiuchi-wolkkompleks.[11]

’n Kompakter streek van stervorming is die ondeursigtige wolke van digte gas en stof bekend as bolwolke (of Bok-globules, genoem na die sterrekundige Bart Bok). Hulle kan vorm saam met instortende molekulêre wolke of moontlik onafhanklik.[12] Die bolwolke is gewoonlik tot ’n ligjaar breed en het ’n massa van ’n paar sonne.[13] Hulle kan gesien word as donker wolke, wat afgeëts is teen die helder emissienewels of agtergrondsterre. Daar is bevind meer as die helfte van bolwolke bevat nuutgevormde sterre.[14]

Wolkinstorting

’n Interstellêre wolk gas sal in hidrostatiese ewewig bly solank as wat die kinetiese energie van die gas se druk in balans is met die potensiële energie van die interne swaartekrag. Wiskundig word dit uitgedruk deur gebruik te maak van die viriaalteorie, waarvolgens die swaartekrag- potensiële energie dubbel so groot as die interne termiese energie moet wees om ewewig te handhaaf.[15] As ’n wolk groot genoeg is dat die gasdruk onvoldoende is om dit te onderhou, sal die wolk swaartekraginstorting ondergaan. Die massa wat ’n wolk moet oorskry om in te stort word die Jeansmassa genoem. Die Jeansmassa hang af van die temperatuur en digtheid van die wolk, maar is gewoonlik duisende tot tienduisende sonmassas.[4] Gedurende die instorting van die wolk vorm tientalle tot tienduisende sterre min of meer gelyktydig. Die resultaat is ’n oop sterreswerm.[16]

 
ALMA-waarnemings van die Orion-newelkompleks bied ’n insig in ontploffings tydens die ontstaan van sterre.[17]

Ander faktore kan ook stervorming veroorsaak. Verskeie dinge kan gebeur om die molekulêre wolk ineen te druk en instorting te veroorsaak. Wolke kan teen mekaar bots of ’n nabygeleë supernova-ontploffing kan dit teweegbring. In laasgenoemde geval sal materie vanweë ’n skokgolf teen hoë snelhede in die wolk geskiet word.[4] (Die nuwe sterre wat ontstaan, kan self supernovas skep.) Ook kan die botsing van sterrestelsels ’n enorme uitbarsting van stervorming veroorsaak terwyl die gaswolke in elke stelsel deur galaktiese getykragte saamgepers en versteur word.[18] Laasgenoemde meganisme kan verantwoordelik wees vir bolswerms.[19]

’n Supermassiewe swartkolk in ’n sterrestelsel kan die tempo van stervorming in die middel van die stelsel reguleer. ’n Swartkolk wat instromende materie versamel, kan aktief word en ’n sterk wind uitstuur. Dit kan verdere stervorming voorkom. In ouer stelsels kan swartkolke wat radiofrekwensie-uitstralende deeltjies teen byna die ligsnelheid uitstraal, ook die vorming van sterre verhoed.[20] Radio-uitstralings of winde wat teen wolke bots, kan egter ook stervorming aanhelp.[21]

 
Die dwergsterrestelsel ESO 553-46 het een van die grootste tempo's van stervorming van die sowat duisend stelsels naby die Melkweg.[22]

Terwyl ’n wolk instort, breek dit in al hoe kleiner dele op totdat die fragmente omtrent die massa van ’n ster het. In elk van dié fragmente straal die instortende wolk die energie weg wat verkry word uit die vrystelling van swaartekrag- potensiële energie. Namate die digtheid toeneem, word die fragmente ondeursigtig en raak hulle dus minder doeltreffend in die wegstraling van die energie. Dit verhoog die temperatuur van die wolk en voorkom verdere fragmentasie. Die fragmente verdig nou in roterende sfere gas wat as embrio's vir sterre dien.[23]

Protoster

 
LH 95, ’n sterkwekery in die Groot Magellaanse Wolk.

’n Protostellêre wolk sal aanhou instort so lank as wat die swaartekragbindkrag uitgeskakel kan word. Van dié oormaat energie word hoofsaaklik deur uitstraling ontslae geraak. Die instortende ster sal egter eindelik ondeurdringbaar word vir sy eie uitstraling, en die energie moet op ’n ander manier verwyder word. Die stof in die wolk word verhit tot temperature van 60-100 K, en dié deeltjies straal uit by golflengtes in die verre infrarooi waar die wolk deursigtig is. Die stof bemiddel dus die verdere instorting van die wolk.[24]

Gedurende die instorting raak die wolk se digtheid na die middel toe groter, en dus raak dié deel eerste opties ondeursigtelik. Dit gebeur wanneer die digtheid sowat 10-13 g/cm3 is. ’n Kernstreek, wat die eerste hidrostatiese kern genoem word, vorm waar die instorting tot ’n einde kom. Dit neem steeds in temperatuur toe soos bepaal deur die viriaalteorie. Die gas wat na hierdie ondeursigtige streek stroom, bots daarmee en veroorsaak skokgolwe wat die kern verder verhit.[25]

 
’n Saamgestelde foto van jong sterre in en om die molekulêre wolk Kefeus B.

Wanneer die kerntemperatuur sowat 2 000 K is, dissosieer die termiese energie die H2-molekules.[25] Dit word gevolg deur die ionisasie van die waterstof- en heliumatome. Dié prosesse absorbeer die energie van die imkrimping. Wanneer die digtheid van die instromende materie sowat 10-8 g/cm3 is, is die materie deursigtig genoeg dat energie wat deur die protoster uitgestraal word, kan ontsnap. Die kombinasie van konveksie in die protoster en die uitstraling van sy oppervlak af stel die ster in staat om verder in te krimp.[25] Dit duur voort totdat die gas warm genoeg is dat die interne druk kan keer dat die protoster verder deur swaartekrag saamgepers word – ’n toestand bekend as hidrostatiese ewewig. Wanneer dié fase byna voltooi is, is die voorwerp bekend as ’n protoster.[4]

 
N11, deel van ’n komplekse netwerk gaswolke en sterreswerms in ons buursterrestelsel die Groot Magellaanse Wolk.

Die aangroei van materie op die protoster duur gedeeltelik voort uit die nuutgevormde sirkumstellêre skyf. Wanneer die druk en temperatuur hoog genoeg is, begin die kernfusie van deuterium, en die uitwaartse druk van die daaropvolgende uitstraling laat die instorting afneem (maar nie ophou nie). Materie waaruit die wolk bestaan, hou aan op die protoster "neerreën". In hierdie stadium ontstaan bipolêre strale bekend as Herbig-Haro-voorwerpe. Dit is moontlik die manier waarop die oorskot-hoekmomentum van die instromende materie verminder word en die ster in staat gestel word om aan te hou vorm.

 
Die stervormingsgebied Lupus 3.[26]

Wanneer die omringende gas en stof verwyder is en akkresie ophou, word die ster as ’n voorhoofreeksster (VHR-ster) beskou. Die energiebron van hierdie voorwerpe is swaartekraginstorting, in teenstelling met die waterstofverbranding in hoofreekssterre. Op die Hertzsprung-Russell-diagram beweeg voorhoofreekssterre met ’n massa van meer as 0,5 M eers vertikaal na onder en dan links en horisontaal totdat dit eindelik die hoofreeks bereik.[27] Dié met ’n massa van minder as 0,5 M bly vertikaal beweeg.[28]

Eindelik begin waterstof in die ster se kern fusie ondergaan en die res van die omringende skyf materie word weggevee. Dit is die einde van die protosterfase en die begin van die hoofreeksfase.

Die stadiums van die proses is goed gedefinieer by sterre van 1 M en kleiner, maar in sterre met ’n groter massa is die lengte van die stervormingsproses vergelykbaar met ander stadiums van hulle ontwikkeling en dus baie korter. Die proses is ook nie so goed gedefiniseer nie. Die latere ontwikkeling van sterre word in sterevolusie bestudeer.

’n Protosteruitbarsting, HOPS 383 (2015).

Verwysings

  1. Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003-09-01). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN 0066-4146. S2CID 16752089.
  3. O'Dell, C. R. . World Book at NASA. World Book, Inc. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2005-04-29. Besoek op 2009-05-18.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
  5. Dupraz, C. (4-9 Junie 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals"., Parys, Frankryk: Kluwer Academic Publishers. 
  6. Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  7. Williams, J. P. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF".. 
  8. Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Cambridge University Press. p. 217. ISBN 0-521-78224-4.
  9. Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1. 289: 373–387. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897.
  10. Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of   Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal. 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922. S2CID 18192326.
  11. Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. (2008). "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud". In Bo Reipurth (red.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. arXiv:0811.0005. Bibcode:2008hsf2.book..351W.
  12. Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (Februarie 2002). "Active star formation in the large Bok globule CB 34". Astronomy and Astrophysics. 383 (2): 502–518. Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531.
  13. Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. p. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  14. Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  15. Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  16. Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. pp. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  17. "ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks". www.eso.org. Besoek op 10 April 2017.
  18. Jog, C. J. (26-30 Augustus 1997). "Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies". Barnes, J. E.. 
  19. Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (Desember 2005). "M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters". The Astrophysical Journal. 635 (2): 1062–1076. arXiv:astro-ph/0508519. Bibcode:2005ApJ...635.1062K. doi:10.1086/497575. S2CID 119359557.
  20. Gralla, Meg; et al. (September 29, 2014). "A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press. 445 (1): 460–478. arXiv:1310.8281. Bibcode:2014MNRAS.445..460G. doi:10.1093/mnras/stu1592. S2CID 8171745.
  21. van Breugel, Wil (November 2004). "The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei". T. Storchi-Bergmann: 485–488, Cambridge University Press. doi:10.1017/S1743921304002996. 
  22. "Size can be deceptive". www.spacetelescope.org. Besoek op 9 Oktober 2017.
  23. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
  24. Longair, M. S. (2008). Galaxy Formation (2nd uitg.). Springer. p. 478. ISBN 978-3-540-73477-2.
  25. 25,0 25,1 25,2 Larson, Richard B. (1969). "Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  26. "Glory From Gloom". www.eso.org. Besoek op 2 Februarie 2018.
  27. C. Hayashi (1961). "Stellar evolution in early phases of gravitational contraction". Publications of the Astronomical Society of Japan. 13: 450–452. Bibcode:1961PASJ...13..450H.
  28. L. G. Henyey; R. Lelevier; R. D. Levée (1955). "The Early Phases of Stellar Evolution". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 67 (396): 154. Bibcode:1955PASP...67..154H. doi:10.1086/126791.

Skakels

  •   Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.

Stervorming
stervorming, proses, waardeur, digte, streke, molekulêre, wolke, interstellêre, ruimte, soms, sterkwekerye, stervormingsgebiede, genoem, ineenstort, sterre, vorm, sterrekunde, sluit, stervorming, bestudering, interstellêre, medium, reusagtige, molekulêre, wolk. Stervorming is die proses waardeur digte streke in molekulere wolke in die interstellere ruimte soms sterkwekerye of stervormingsgebiede genoem ineenstort en sterre vorm 1 As n tak van sterrekunde sluit stervorming die bestudering van die interstellere medium ISM en reusagtige molekulere wolke as voorlopers van die stervormingsproses in asook van protosterre en jong stervoorwerpe Dit is nou verwant aan planeetvorming n ander tak van sterrekunde Die meeste sterre vorm nie alleen nie maar as deel van n groep wat n sterreswerm of sterassosiasie genoem word 2 Inhoud 1 Sterkwekerye 1 1 Interstellere wolke 1 2 Wolkinstorting 2 Protoster 3 Verwysings 4 SkakelsSterkwekerye Wysig Die Hubble ruimteteleskoop se foto van die Skeppingspilare waar stere in die Arend newel vorm Interstellere wolke Wysig Die newel W51 een van die grootste sterfabrieke in die Melkweg 25 Augustus 2020 n Spiraalsterrestelsel soos die Melkweg bevat sterre steroorblyfsels en n verspreide interstellere medium van gas en stof Die interstellere medium bestaan uit 10 4 tot 106 deeltjies per cm3 en is gewoonlik saamgestel uit rofweg 70 waterstof wat massa betref en verder grootliks uit helium Die medium is chemies verryk deur spoorhoeveelhede swaarder elemente wat uit sterre gewerp word wanneer hulle aan die einde van hulle pad as hoofreekssterre kom Streke in die interstellere ruimte met n groter digtheid vorm wolke bekend as diffuse newels 3 waar stervorming plaasvind 4 In teenstelling met spiraalstelsels verloor n elliptiese sterrestelsel die koue komponent van sy interstellere medium binne rofweg n miljard jaar wat keer dat die stelsel diffuse newels kan vorm buiten deur samesmelting met ander sterrestelsels 5 In die digte newels waar sterre vorm is n groot deel van die waterstof in die molekulere vorm H2 en daarom word die wolke molekulere wolke genoem 4 Die Herschel ruimtesterrewag het onthul dat filamente alomteenwoordig is in molekulere wolke Digte molekulere filamente wat belangrik in die stervormingsproses is sal in swaartekraggebonde kerns versplinter en die meeste van die kerns sal tot sterre ontwikkel Die voortdurende aangroei of akkresie van gas geometriese buiging en magneetvelde kan bepaal presies op watter manier die filamente versplinter Waarnemings het daarop gedui dat die koelste wolke geneig is om sterre met n klein massa te vorm Hulle is eers in die infrarooi binne in die wolk sigbaar en daarna is hulle oppervlak in sigbare lig te sien wanneer die wolk verdwyn Reusagtige molekulere wolke wat gewoonlik warmer is het sterre van alle massas tot gevolg 6 Hierdie reusewolke het gewoonlik n digtheid van sowat 100 deeltjies per cm3 n deursnee van 100 ligjare massas van tot 6 miljoen sonmassas M 7 en n gemiddelde interne temperatuur van sowat 10 K Omtrent die helfte van die totale massa van die galaktiese interstellere medium word uitgemaak deur die molekulere wolke 8 en in die Melkweg is n geraamde 6 000 van hulle elk met n massa van meer as 100 000 M 9 Die naaste newel aan die Son waar swaar sterre vorm is die Orion newel 1 300 ligjare van ons af 10 Sterre met n kleiner massa word egter 400 450 ligjare van hier gevorm in die Rho Ophiuchi wolkkompleks 11 n Kompakter streek van stervorming is die ondeursigtige wolke van digte gas en stof bekend as bolwolke of Bok globules genoem na die sterrekundige Bart Bok Hulle kan vorm saam met instortende molekulere wolke of moontlik onafhanklik 12 Die bolwolke is gewoonlik tot n ligjaar breed en het n massa van n paar sonne 13 Hulle kan gesien word as donker wolke wat afgeets is teen die helder emissienewels of agtergrondsterre Daar is bevind meer as die helfte van bolwolke bevat nuutgevormde sterre 14 Wolkinstorting Wysig n Interstellere wolk gas sal in hidrostatiese ewewig bly solank as wat die kinetiese energie van die gas se druk in balans is met die potensiele energie van die interne swaartekrag Wiskundig word dit uitgedruk deur gebruik te maak van die viriaalteorie waarvolgens die swaartekrag potensiele energie dubbel so groot as die interne termiese energie moet wees om ewewig te handhaaf 15 As n wolk groot genoeg is dat die gasdruk onvoldoende is om dit te onderhou sal die wolk swaartekraginstorting ondergaan Die massa wat n wolk moet oorskry om in te stort word die Jeansmassa genoem Die Jeansmassa hang af van die temperatuur en digtheid van die wolk maar is gewoonlik duisende tot tienduisende sonmassas 4 Gedurende die instorting van die wolk vorm tientalle tot tienduisende sterre min of meer gelyktydig Die resultaat is n oop sterreswerm 16 ALMA waarnemings van die Orion newelkompleks bied n insig in ontploffings tydens die ontstaan van sterre 17 Ander faktore kan ook stervorming veroorsaak Verskeie dinge kan gebeur om die molekulere wolk ineen te druk en instorting te veroorsaak Wolke kan teen mekaar bots of n nabygelee supernova ontploffing kan dit teweegbring In laasgenoemde geval sal materie vanwee n skokgolf teen hoe snelhede in die wolk geskiet word 4 Die nuwe sterre wat ontstaan kan self supernovas skep Ook kan die botsing van sterrestelsels n enorme uitbarsting van stervorming veroorsaak terwyl die gaswolke in elke stelsel deur galaktiese getykragte saamgepers en versteur word 18 Laasgenoemde meganisme kan verantwoordelik wees vir bolswerms 19 n Supermassiewe swartkolk in n sterrestelsel kan die tempo van stervorming in die middel van die stelsel reguleer n Swartkolk wat instromende materie versamel kan aktief word en n sterk wind uitstuur Dit kan verdere stervorming voorkom In ouer stelsels kan swartkolke wat radiofrekwensie uitstralende deeltjies teen byna die ligsnelheid uitstraal ook die vorming van sterre verhoed 20 Radio uitstralings of winde wat teen wolke bots kan egter ook stervorming aanhelp 21 Die dwergsterrestelsel ESO 553 46 het een van die grootste tempo s van stervorming van die sowat duisend stelsels naby die Melkweg 22 Terwyl n wolk instort breek dit in al hoe kleiner dele op totdat die fragmente omtrent die massa van n ster het In elk van die fragmente straal die instortende wolk die energie weg wat verkry word uit die vrystelling van swaartekrag potensiele energie Namate die digtheid toeneem word die fragmente ondeursigtig en raak hulle dus minder doeltreffend in die wegstraling van die energie Dit verhoog die temperatuur van die wolk en voorkom verdere fragmentasie Die fragmente verdig nou in roterende sfere gas wat as embrio s vir sterre dien 23 Protoster Wysig LH 95 n sterkwekery in die Groot Magellaanse Wolk n Protostellere wolk sal aanhou instort so lank as wat die swaartekragbindkrag uitgeskakel kan word Van die oormaat energie word hoofsaaklik deur uitstraling ontslae geraak Die instortende ster sal egter eindelik ondeurdringbaar word vir sy eie uitstraling en die energie moet op n ander manier verwyder word Die stof in die wolk word verhit tot temperature van 60 100 K en die deeltjies straal uit by golflengtes in die verre infrarooi waar die wolk deursigtig is Die stof bemiddel dus die verdere instorting van die wolk 24 Gedurende die instorting raak die wolk se digtheid na die middel toe groter en dus raak die deel eerste opties ondeursigtelik Dit gebeur wanneer die digtheid sowat 10 13 g cm3 is n Kernstreek wat die eerste hidrostatiese kern genoem word vorm waar die instorting tot n einde kom Dit neem steeds in temperatuur toe soos bepaal deur die viriaalteorie Die gas wat na hierdie ondeursigtige streek stroom bots daarmee en veroorsaak skokgolwe wat die kern verder verhit 25 n Saamgestelde foto van jong sterre in en om die molekulere wolk Kefeus B Wanneer die kerntemperatuur sowat 2 000 K is dissosieer die termiese energie die H2 molekules 25 Dit word gevolg deur die ionisasie van die waterstof en heliumatome Die prosesse absorbeer die energie van die imkrimping Wanneer die digtheid van die instromende materie sowat 10 8 g cm3 is is die materie deursigtig genoeg dat energie wat deur die protoster uitgestraal word kan ontsnap Die kombinasie van konveksie in die protoster en die uitstraling van sy oppervlak af stel die ster in staat om verder in te krimp 25 Dit duur voort totdat die gas warm genoeg is dat die interne druk kan keer dat die protoster verder deur swaartekrag saamgepers word n toestand bekend as hidrostatiese ewewig Wanneer die fase byna voltooi is is die voorwerp bekend as n protoster 4 N11 deel van n komplekse netwerk gaswolke en sterreswerms in ons buursterrestelsel die Groot Magellaanse Wolk Die aangroei van materie op die protoster duur gedeeltelik voort uit die nuutgevormde sirkumstellere skyf Wanneer die druk en temperatuur hoog genoeg is begin die kernfusie van deuterium en die uitwaartse druk van die daaropvolgende uitstraling laat die instorting afneem maar nie ophou nie Materie waaruit die wolk bestaan hou aan op die protoster neerreen In hierdie stadium ontstaan bipolere strale bekend as Herbig Haro voorwerpe Dit is moontlik die manier waarop die oorskot hoekmomentum van die instromende materie verminder word en die ster in staat gestel word om aan te hou vorm Die stervormingsgebied Lupus 3 26 Wanneer die omringende gas en stof verwyder is en akkresie ophou word die ster as n voorhoofreeksster VHR ster beskou Die energiebron van hierdie voorwerpe is swaartekraginstorting in teenstelling met die waterstofverbranding in hoofreekssterre Op die Hertzsprung Russell diagram beweeg voorhoofreekssterre met n massa van meer as 0 5 M eers vertikaal na onder en dan links en horisontaal totdat dit eindelik die hoofreeks bereik 27 Die met n massa van minder as 0 5 M bly vertikaal beweeg 28 Eindelik begin waterstof in die ster se kern fusie ondergaan en die res van die omringende skyf materie word weggevee Dit is die einde van die protosterfase en die begin van die hoofreeksfase Die stadiums van die proses is goed gedefinieer by sterre van 1 M en kleiner maar in sterre met n groter massa is die lengte van die stervormingsproses vergelykbaar met ander stadiums van hulle ontwikkeling en dus baie korter Die proses is ook nie so goed gedefiniseer nie Die latere ontwikkeling van sterre word in sterevolusie bestudeer n Protosteruitbarsting HOPS 383 2015 Verwysings Wysig Stahler S W Palla F 2004 The Formation of Stars Weinheim Wiley VCH ISBN 3 527 40559 3 Lada Charles J Lada Elizabeth A 2003 09 01 Embedded Clusters in Molecular Clouds Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41 1 57 115 arXiv astro ph 0301540 Bibcode 2003ARA amp A 41 57L doi 10 1146 annurev astro 41 011802 094844 ISSN 0066 4146 S2CID 16752089 O Dell C R Nebula World Book at NASA World Book Inc Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2005 04 29 Besoek op 2009 05 18 4 0 4 1 4 2 4 3 4 4 Prialnik Dina 2000 An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution Cambridge University Press pp 195 212 ISBN 0 521 65065 8 Dupraz C 4 9 Junie 1990 The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals Parys Frankryk Kluwer Academic Publishers Lequeux James 2013 Birth Evolution and Death of Stars World Scientific ISBN 978 981 4508 77 3 Williams J P 2000 The Structure and Evolution of Molecular Clouds from Clumps to Cores to the IMF Alves J Lada C Lada E 2001 Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction Cambridge University Press p 217 ISBN 0 521 78224 4 Sanders D B Scoville N Z Solomon P M 1985 02 01 Giant molecular clouds in the Galaxy II Characteristics of discrete features Astrophysical Journal Part 1 289 373 387 Bibcode 1985ApJ 289 373S doi 10 1086 162897 Sandstrom Karin M Peek J E G Bower Geoffrey C Bolatto Alberto D Plambeck Richard L 2007 A Parallactic Distance of 389 21 24 displaystyle 389 21 24 Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations The Astrophysical Journal 667 2 1161 arXiv 0706 2361 Bibcode 2007ApJ 667 1161S doi 10 1086 520922 S2CID 18192326 Wilking B A Gagne M Allen L E 2008 Star Formation in the r Ophiuchi Molecular Cloud In Bo Reipurth red Handbook of Star Forming Regions Volume II The Southern Sky ASP Monograph Publications arXiv 0811 0005 Bibcode 2008hsf2 book 351W Khanzadyan T Smith M D Gredel R Stanke T Davis C J Februarie 2002 Active star formation in the large Bok globule CB 34 Astronomy and Astrophysics 383 2 502 518 Bibcode 2002A amp A 383 502K doi 10 1051 0004 6361 20011531 Hartmann Lee 2000 Accretion Processes in Star Formation Cambridge University Press p 4 ISBN 0 521 78520 0 Smith Michael David 2004 The Origin of Stars Imperial College Press pp 43 44 ISBN 1 86094 501 5 Kwok Sun 2006 Physics and chemistry of the interstellar medium University Science Books pp 435 437 ISBN 1 891389 46 7 Battaner E 1996 Astrophysical Fluid Dynamics Cambridge University Press pp 166 167 ISBN 0 521 43747 4 ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks www eso org Besoek op 10 April 2017 Jog C J 26 30 Augustus 1997 Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies Barnes J E Keto Eric Ho Luis C Lo K Y Desember 2005 M82 Starbursts Star Clusters and the Formation of Globular Clusters The Astrophysical Journal 635 2 1062 1076 arXiv astro ph 0508519 Bibcode 2005ApJ 635 1062K doi 10 1086 497575 S2CID 119359557 Gralla Meg et al September 29 2014 A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev Zel dovich effect associated with low frequency radio sources Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 445 1 460 478 arXiv 1310 8281 Bibcode 2014MNRAS 445 460G doi 10 1093 mnras stu1592 S2CID 8171745 van Breugel Wil November 2004 The Interplay among Black Holes Stars and ISM in Galactic Nuclei T Storchi Bergmann 485 488 Cambridge University Press doi 10 1017 S1743921304002996 Size can be deceptive www spacetelescope org Besoek op 9 Oktober 2017 Prialnik Dina 2000 An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution Cambridge University Press pp 198 199 ISBN 0 521 65937 X Longair M S 2008 Galaxy Formation 2nd uitg Springer p 478 ISBN 978 3 540 73477 2 25 0 25 1 25 2 Larson Richard B 1969 Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto star Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145 3 271 295 Bibcode 1969MNRAS 145 271L doi 10 1093 mnras 145 3 271 Glory From Gloom www eso org Besoek op 2 Februarie 2018 C Hayashi 1961 Stellar evolution in early phases of gravitational contraction Publications of the Astronomical Society of Japan 13 450 452 Bibcode 1961PASJ 13 450H L G Henyey R Lelevier R D Levee 1955 The Early Phases of Stellar Evolution Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 396 154 Bibcode 1955PASP 67 154H doi 10 1086 126791 Skakels Wysig Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal Ontsluit van https af wikipedia org w index php title Stervorming amp oldid 2362706,