Formiranje zvezda

Maglina M16 - zvezdano "porodilište"

Zvezde nastaju gravitacionim sažimanjem oblaka međuzvezdane materije koji su masivni, hladni i male gustine. Pretežno su sačinjeni od vodonika, nešto helijma i čestica prašine. Da bi gravitaciono sažimanje otpočelo potreban je neki okidač. S obzirom na to da oblike podupire sopstveni pritisak i pritisak unutrašnjeg magnetnog polja taj okidač može biti gravitaciono povlačenje izazvano zvezdom u bliskom prolazu, udarni talas nastao eksplozijom supernove ili sudar dvaju ili više galaksije.

U početku sažimanje se odvija bez trenja i energija oslobođena sažimanjem se odmah izrači pa nema zagrevanja.

Daljim sažimanjem raste gustina oblaka pa se jedan deo oslobođene gravitacione potencijalne energije troši i na zagravenje. Kako je masa ovog oblika veoma velika usled gravitacione nestabilnosti dolazi do fragmentacije tj. raspada na manje delove koji formiraju grupe zvezda. To su buduće asocijacije i otvorena zvezdana jata. U tako stvorenim grupama koncentracija fragmenata je mala a povezanost labava pa se one brzo rasturaju. Efikasnost formiranja zvezda u ovim grupa iznosi oko 25% što znači da će se samo od 25% materije prvobitnog oblaka formirati zvezda. Te zvezde se tokom evolucije zagrevaju i oduvavaju preostalu materiju koja ih okružuje. Tako se ukupna masa mladih jata znatno smanju kao i njihova gravitacija, koja je držala zvezde na okupu. Ovo je razlog raspada najvećeg broja mladih zvezdanih jata na usamljene, dvoje I višestruke zvezde. Samo mali broj otvorenih jata ima duži život.

Zbijena zvezdana jata nastaju kada u velikom delu nekog ogromnog molekulskog oblaka otprilike istovremeno započne gravitacioni kolaps u gusto pakovanim fragmentima. Od tih fragmenata nastaju zvezde koje mogu obrazovati stabilno zbijeno zvezdano jato. Zbog toga su zvezde u jatu iste starosti.

Faza protozvezde

Kada čestice u oblaku počnu da kontrahuju nastaje objekat koji se naziva protozvezda. Prva etapa stvaranja zvezde je stvaranje gustog jezgra unutar samog molekularnog oblaka. Takvo jezgro počinje da privlači sve više materije zbog gravitacione sile kojom on deluje na okolne čestice u oblaku. U početku kada je sredina relativno retka i hladna, ono je prozračno i zračenje ga napušta bez interakcije. Ali, veoma brzo molekuli gasa i prašina apsorbuju jedan deo tog zračenja, sredina postaje neprozračna, zagreva se i unutrašnji pritisak se povećava. To usporava proces rasparčavanja, čime ono postaje prosto gravitaciono sabijanje: prelazi iz brze dinamičke faze (koja se i dalje odvija u spoljnim oblastima) u sporiju fazu u najgušćim centralnim oblastima. Početno jezgro se, u izvesnom smislu, raslojilo u tri koncentrična dela: unutrašnji gusti deo u sporoj kontrackiji koji postepeno dobija masu, sve veći i ređi srednji deo iz kojeg se masa pripaja centralnom delu i spoljni omotač koji još nije imao vremena da se rasparča. Sve to zajedno čini protozvezdu.

Da bi mogla da se sabije do kraja, buduća zvezda mora da izgubi veliki deo svog momenta impulsa, inače bi centrifugalna sila zaustavila njeno sabijanje. Priroda uspeva da joj obezbedi taj uslov po cenu velikog gubitka mase, koji su reda 10-5 do 10-7 masa Sunca godišnje. Protozvezda je u ovom stadijumu okružena gasom i prašinom koji zaustavlja vidljivu svetlost, ali propušta infracrvene zrake, pa se protozvezda može identifikovati i posmatrati jedino u tom delu spektra. Oslobođene tih diskova, te zvezda nastavljaju da evoluiraju, ali mnogo mirnije. Njihova magnetna aktivnost i emisija X zraka opadaju. One se i dalje sporo sabijaju i pri tom se zagrevaju. Nuklearne reakcije deuterijuma, jednog od najnepostojanijih jezgara u prirodi, počinju kada temperatura pređe 106 K , ali bez znatnog oslobađanja energije. Kao i u slučaju drugih tipova evolucije zvezda, masivnije zvezde brže evoluiraju.