Stjärnans utveckling
Bildandet av stjärnor kan än så länge bara observeras direkt i vår egen galax, Vintergatan , men stjärnbildning har detekterats i andra galaxer genom dess unika elektromagnetiska spektrum. Stjärnbildningsteorin måste fungera såväl för enkelstjärnor som dubbelstjärnor. När densiteten och temperaturen är nog upphöjd påbörjas fusion av deuterium. Detta medför stora svårigheter eftersom jordens atmosfär blockerar nästan all strålning mellan 20 och μm, med smala fönster vid och μm.
De första stjärnorna efter den mörka eran bestod troligen endast av väte , helium och lite litium , som i stort sett var dem enda ämnen som bildades vid Big Bang och är de lättaste och enklaste grundämnena, och det är det som till största del skiljer de första stjärnorna från yngre stjärnor. Som en gren av astronomin behandlar stjärnbildning studier av interstellär materia som föregångare till stjärnbildningen och studier av yngre stjärnobjekt YSO samt planetbildning som dess omedelbara vara.
Det stora strålningstrycket från denna reaktion saktar ner den gravitationella kollapsen, men stoppar den inte. Den äldsta stjärnan man känner mot idag är HE Det är enstaka röd jättestjärna som ligger i Vintergatan. Nyckelhändelser i processen som bildar stjärnor är ej synliga vid optiska våglängder. Större protostjärnor kommer efter Hayashi-spåret fortsätta längs Henyeyspåret med ett långsammare kollaps nära hydrostatisk jämvikt.
Stora stjärnor brinner ut fort, och sedan de blossat upp brann de i några få miljoner år tills vätet var slut. Vissa andra teorier gällande hur dessa stjärnor bildas besitter ännu inte kunnat verifieras observationellt.
Teorin om hur stjärnor med låg massa bildas, vilken är väl understödd av observationer, säger att dessa stjärnor bildas genom gravitationell sammanbrott av roterande områden med hög densitet inom de molekylära molnen. Stjärnans ålder uppskattas mot 13,2 miljarder år. Omvandlingen från protostjärna mot stjärna måste observeras i infrarött ljus eftersom extinktionen är för stor för att detta ska gå att observera vid synligt ljus.
Som beskrivet ovan leder kollaps av en sådant roterande moln av gas och rymdstoft till att en ackretionsskiva bildas genom vilken materia förs ner på protostjärnan.
Stjärna upptäckt från universums urtid
Man räknar med för att de första stjärnorna bildades inom en miljard år efter big bang. Stegen i den här processen är väldefinierade för stjärnor tillsammans med omkring en solmassa eller mindre. Till slutligen påbörjas fusion av väte i protostjärnans mitt och stora delar av den kvarvarande omkringliggande materian blåses bort. Den infraröda spaningen äger också gett de första beläggen för slutet på rymdens mörka era.
Av dessa existerar kanske den mest framstående teorin om konkurrerande ackretion, som föreslår att fröna till tunga protostjärnor sås av lättare protostjärnor i distrikt som tävlar med andra protostjärnor om materian i det lokala molnet. Skälet till för att det knappast finns några sådana urgamla stjärnor kvar kan ha att göra med hur de bildades, ur stora moln av bara väte och helium, vilket kan ha lett till att de allra flesta stjärnorna plats mycket stora och massiva, vilket gjorde för att deras livslängd blev kort.
Det finns en växande antal observationer och analyser som stödjer att åtminstone vissa tunga protostjärnor är omringade av ackretionsskivor. Protostjärnan följer Hayashispåret på Hertzsprung—Russell-diagramet. Stjärnbildning är den process där kompakta molekylmoln kollapsar till ett plasma och senare blir en stjärna. Ytterligare en teori om hur tunga stjärnor bildas föreslår att dessa förmå bildas genom sammanslagning av två eller flera stjärnor med lägre massa.
När de sedan exploderade som supernovor spred de ut sina tyngre grundämnen i sina galaxer, så för att följande generationer av stjärnor fick mer från sådana. Tunga stjärnor sänder ut enorma mängder strålning, vilken skjuter bort infallande material.
Stjärna – Wikipedia
Inuti stjärnorna skapar fusionsprocesser tyngre och tyngre grundämnen. För stjärnor med större massa är tidsskalan för dessa händelser många kortare än för andra händelser i stjärnans utveckling och ganska svårdefinierade. Stjärnor med olika massor bildas genom något olika mekanismer. detta finns enligt nuvarande teoretiska modeller främst numeriskt värde sätt för stjärnor att bli till. dem var inte många och avståndet mellan dem var långt.
Strukturen hos molekylära moln, rymdstoft och protostjärnors utveckling kan istället observeras nära nära-infrarött ljus samt vid radiovåglängder. För stjärnor med massa större än 8 solmassor existerar dock processen inte väl förstådd. Forskarna besitter nu hittat några av de första stjärnorna med hjälp av spåren de lämnat efter sig, det är den strålning som kallas kosmisk bakgrundsstrålning. Ackretion av materia sker delvis i form av en cirkumstellär skiva.
Tidigare ansågs det att detta strålningstryck skulle behärska vara tillräckligt för att stoppa ackretionen vid tyngre protostjärnor och sätta en gräns vid hur tunga stjärnor kan bli på en tiotal solmassor. Fynden av dessa spår besitter blivit möjliga med Spitzerteleskopet. Delar av den gravitationella energin som förloras i processen strålas ut som infrarött ljus vilket ökar temperaturen i objektet. Stjärnor med mindre än 0,5 solmassor blir därefter en del av huvudserien.
I det här skedet skapas bipolära flöden, förmodligen en effekt av rörelsemängden hos den nedfallande materian.