Stervorming is het proces waarbij dichte delen van moleculaire wolken inklappen in een bal van plasma om een ster te vormen. Stervorming omvat de studie van het interstellair medium en grote moleculaire wolken als voorlopers van het stervormingsproces en de studie van vroege stersoorten en planeetvorming als direct product. Leer aan de hand van dit artikel alles over hoe sterren gevormd worden.
Theorie
Volgens huidige theorieën over stervorming worden kernen van moleculaire wolken (gebieden met een erg hoge dichtheid) erg gravitationeel onstabiel. Deze fragmenteren en beginnen in te klappen (de zogenaamde spontane stervorming) of schokgolven van supernovae of andere energetische astronomische processen steken het stervormingsproces in gang in nabijgelegen gaswolken (de zogenaamde teweeggebrachte stervorming). Het deel van de zwaartekrachtenergie die verloren raakt in de instorting wordt in het infrarood uitgestraald, met het resterende dat de temperatuur van de kern van het object doet stijgen. De accretie van materiaal gebeurt gedeeltelijk door een circumstellaire schijf. Wanneer de dichtheid en temperatuur hoog genoeg zijn gebeurt er een deuteriumfusie en de uitgaande druk van de resulterende straling vertraagt maar stopt de instorting. Het materiaal waaruit de wolk bestaat, "regent" in op de protoster. In deze fase worden bipolaire stromen geproduceerd, waarschijnlijk een effect van het impulsmoment van het invallend materiaal. Uiteindelijk begint waterstof zich te fuseren in de kern van de ster en wordt de rest van het omwikkelde materiaal vrijgemaakt.
De protoster volgt een Hayashi spoor op het Hertzsprung-Russel diagram. De samentrekking zal verdergaan tot de Hayashi grens bereikt is en daarna zal de samentrekking verdergaan op een Kelvin-Helmholtz tijdschaal waarin de temperatuur stabiel blijft. Sterren met minder dan 0.5 zonnemassa's zullen zich daarna bij de hoofdreeks voegen. Voor meer massieve protosterren zullen deze aan het einde van het Hayashi spoor traag inklappen in een bijna hydrostatisch evenwicht en het Henyey spoor volgen.
De fases van het proces zijn goed gekend met sterren van één zonnemassa of minder, bij grote massa sterren is de lengte van het stervormingsproces vergelijkbaar met de andere tijdschaal van hun evolutie: deze is veel korter en de fasen die het doorloopt, zijn niet goed gekend. De latere evolutie van sterren wordt bestudeerd in de stellaire evolutie.
Waarnemingen
De sleutelelementen van stervorming zijn enkel beschikbaar door deze te observeren in golflengte in plaats van optisch. De structuur van de moleculaire wolk en de effecten van de protoster kunnen waargenomen worden in infrarode extinctiekaarten (waar het aantal sterren geteld wordt per eenheidsgebied en vergeleken tot een bijna nul extinctiegebied aan de hemel), continuüm stof emissie en rotatieovergangen van koolstofmonoxide en andere moleculen; de laatste twee worden waargenomen in het millimeter en submillimeter bereik. De straling van de protoster en vroege ster moet waargenomen worden in infrarode astronomische golflengtes, de extinctie die veroorzaakt wordt door de rest van de wolk waarin het zich heeft gevormd is meestal te groot voor ons om het te waarnemen in het visuele deel van het spectrum. Dit brengt aanzienlijke moeilijkheden met zich mee aangezien de atmosfeer bijna volledig ondoorzichtig is van 20um tot 850um, met kleine vensters op 200 en 450um. Zelfs buiten dit bereik moeten atmosferische aftrekkingstechnieken gebruikt worden.
De vorming van individuele sterren kan direct waargenomen worden in ons sterrenstelsel, maar in verafgelegen sterrenstelsels wordt stervorming gedetecteerd door de unieke spectrale handtekening.
Lage massa sterren versus hoge massa sterren
Sterren met een verschillende massa vormen zich volgens iets verschillende mechanismen. De theorie van lage massa stervorming, die door een overvloed waarnemingen goed wordt ondersteund, stelt dat lage massa sterren vormen door de gravitationele instorting van roterende dichtheidsverhogingen binnen moleculaire wolken. Zoals hierboven beschreven, leidt de instorting van een ronddraaiende wolk van gas en stof tot de vorming van een accretieschijf waarin materie gekanaliseerd wordt op een centrale protoster. Voor sterren met een massa die hoger is dan 8 zonnemassa's wordt het stervormingsproces echter niet zo goed begrepen.
De massieve sterren zenden overvloedige hoeveelheden straling uit die tegen het invallende materiaal drukt. In het verleden dacht men dat deze stralingsdruk groot genoeg zou zijn om accretie op de massieve ster een halt toe te roepen en de vorming van sterren tegen te gaan wanneer de massa meer dan 10 zonnemassa's bedraagt. Recente theoretische studies tonen dat de productie van een jet en een afvloeiing een holte maakt waarlangs veel van de straling van een massieve protoster kan ontsnappen zonder de accretie te verhinderen doorheen de schijf en op de protoster. Men denkt dan ook dat hoge massa sterren zich vormen met een gelijkaardig mechanisme als dat van lage massa sterren.
Er is steeds meer bewijs dat op z'n minst enkele massieve protosterren omgeven zijn door een accretieschijf. Verscheidene andere theorieën van stervorming moeten nog door waarnemingen getest worden. De meest prominente theorie is de competitieve accretietheorie, welke stelt dat massieve protosterren "gevoed" worden door lage massa protosterren die strijden met andere protosterren om materie van de gehele moleculaire wolk aan te trekken in plaats van een klein lokaal gebied. Een andere theorie stelt dat massieve sterren zich vormen door de samenvoeging van twee of meer lage massa sterren.
