항성 형성: 두 판 사이의 차이
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[[파일:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|left|''[[창조의 기둥]]''으로 알려진 [[허블 우주 망원경]]의 사진으로, [[독수리 성운]]에서 별이 탄생하고 있는 곳이다.]]
=== 성간운 ===
우리 은하와 같은 [[나선은하]]는 별, 별들의 찌꺼기 그리고 가스와 먼지로 이루어진 분산된 [[성간물질]]을 포함한다. 후기에는 일반적으로
| 성 = C.R | 이름 = O'Dell
| url = http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html
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| work = ''World Book at NASA''
| 확인일자 = 2009-05-18 }}</ref>
이 형성된다.
| 성 = Dina | 이름 = Prialnik
| 제목 = An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution
| 쪽 = 195–212 | 작성년도 = 2000
| 출판사 = Cambridge University Press }}
[[나선은하]]와는 다르게 [[타원은하]]는 약 10억년 내에, 다른 은하와의 합병을 제외하면 [[확산성운]]의 형성하는데에 있어 방해하는 [[성간물질]]의 차가운 성분을 잃는다.<ref name>{{서적 인용
| 저자 = Dupraz, C.; Casoli, F.
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별이 생성되는 고밀도 성운 내의 대량의 수소는 분자형태(H<sup>2</sup>)를 가지고 있기 때문에, 이런 성운을 분자구름이라고 부른다.<ref name = Prialnik />
거대한 분자 구름이라고 불리는 가장 큰 형성물은 대체적으로
| 저자 = Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F.
| 제목 = The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF
| 쪽 = 97}}</ref>
그리고 내부에서 평균 10K의 온도를 갖는다. 은하계의 ISM([[성간물질]])의 총량의 절반은 분자구름에서 발견되고,
| 저자 = Alves, J.; Lada, C.; Lada, E.
| 제목 = Tracing H<sub>2</sub> Via Infrared Dust Extinction
| 작성년도 = 2001 | 출판사 = Cambridge University Press | 쪽 = 217}}</ref>
은하계 내에는 6,000개의 분자구름이 있는 것으로 추정되며, 각각은 [[태양질량]]의 100,000배 이상의 질량을 가지고 있다.
| 저자 = Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M.
| 제목 = Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Characteristics of discrete features
| 저널 = Astrophysical Journal, Part 1 | volume = 289
|
오리온성운은 거대한 별들이 형성되는 태양으로부터 가장 가까운 성운이며, 1,300광년(1.2 x 10<sup>16</sup>km) 떨어져있다.<ref>{{저널 인용
| 저자 = Sandstrom, Karin M. | 제목 = A Parallactic Distance of <math>389^{+24}_{-21}</math> Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations
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| 저자 = Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger; Novak, Giles
| 제목 = Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds
| 출판사 = arXiv |
| url = http://arxiv.org/abs/0908.1549
| 확인일자 = 2009-09-14 }}</ref> 난기류는 구름의 분열을 일으키는 중요한 요인이고, 구름의 붕괴를 촉진시키는 영향 중에서 가장 적은 영향을 끼친다.<ref>{{서적 인용
| 저자 = Ballesteros-Paredes, J.; Klessen, R. S.; Mac Low, M.-M.; Vazquez-Semadeni, E.
| 편집자 = Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K.
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| 출판사 = Springer}}</ref>
붕괴하는 동안에, 구름의 밀도는 중앙에 대해서 증가하고, 가운데 지역이 처음으로 광학적으로 불투명하게 되는데 이것은 밀도가 10<sup>
핵의 온도가 2,000K에 도달했을 때, 열에너지는 H<sup>2</sup>분자로 분리된다.<ref name=larson>{{저널 인용
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| 작성연도=2005 | 출판사=John Wiley and Sons
| 쪽=108–109}}</ref>
후에 유입되는 물질의 밀도는 10<sup>
이 과정은 내부압력이 중력붕괴에 대항하여 원시성을 지탱 할 만큼 뜨거워 질 때까지 계속된다.(이 상태를 [[정역학적 평형]]이라고 한다.) 이 강착단계가 거의 끝났을 때의 형성물을 원시성이라고 한다.<ref name=Prialnik />
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== 저질량, 고질량 별의 형성 ==
별들의 다른 질량은 약간 다른 [[메커니즘]]으로 만들어진다. 많은 관측 덕분에 학자들이 주로 지지하는 저질량 별의 형성이론에서는 회전하는 분자구름 내의 밀도의 상승에 의한 [[중력 붕괴]]에 의해 저질량의 별이 형성된다고 설명한다. 위에 설명한 것처럼, 회전하는 가스 구름의 붕괴와 먼지는 중앙 원시성의 위쪽으로 보내진 물질들은 [[강착원반]]을 통해 형성하게 한다. 그러나 [[태양질량]]의 8배가 넘는 별들에게는 별 형성의 [[메커니즘]]이 잘 설명되지 않는다.
무거운 별들은 어마어마한 유입되는 물질에 대해 밀리는 복사량을 내뿜는다.
과거에는 이 복사압이 무거운 [[원시별|원시성]] 위쪽으로의 강착을 멈출 만큼 상당하며, [[태양질량]]의 10배정도보다 큰 질량의 별의 형성을 방해한다고 생각했다.<ref>{{저널 인용 | 저자 = M. G. Wolfire, J. P. Cassinelli | 제목= Conditions for the formation of massive stars | journal = Astrophysical Journal | year = 1987 | volume = 319 | issue = 1 | pages = 850–867 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...319..850W}}</ref>
최근의 이론적인 연구에서는 제트의 생성과 유출이 원반과 원시성 위쪽을 통한 강착의 방해 없이 탈출 할 수 있는 무거운 원시성으로부터의 대량의 복사를 통해 구멍을 치운다고 설명한다.<ref>{{저널 인용 | 저자 = C. F. McKee, J. C. Tan | 제목 = Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds | 저널 = Nature | 작성연도 = 2002 | volume = 416 | 쪽 = 59–61 | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Natur.416...59M}}</ref><ref>{{저널 인용 | 저자 = R. Banerjee, R. E. Pudritz | 제목 = Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows | 저널 = Astrophysical Journal | 작성연도 = 2007 | volume = 660 | issue = 1 | 쪽 = 479–488 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660..479B}}</ref>
적어도 무거운 원시성은 [[강착원반]]에 의해 확실히 에워싸여있다는 따위의 증거가 늘어나고 있다.
몇몇 다른 고질량 별의 형성이론은 관측으로 검증 받아야 할 상태에 남아있다. 이들 중 아마도 가장 눈에 띄는 강착이론에서는 무거운 원시성은 좁은 지역 대신에, 모(母)분자구름 내의 다른 [[원시별|원시성]]과 물질을 끄는 경쟁을 하는 저질량 원시성에 의해 “씨가 뿌려졌다” 고 설명한다..<ref>{{저널 인용 | 저자 = I. A. Bonnell, M. R. Bate, C. J. Clarke, J. E. Pringle | title = Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters | 저널 = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | 작성연도 = 1997 | volume = 285 | issue = 1 | 쪽 = 201–208 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.285..201B }}</ref><ref>{{저널 인용 | 저자 = I. A. Bonnell, M. R. Bate | 제목 = Star formation through gravitational collapse and competitive accretion | 저널 = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | 작성연도 = 2006 | volume = 370 | issue = 1 | 쪽 = 488–494 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.370..488B}}</ref>
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