1. 분자 구름의 단편화 :
- 다중 스타 시스템은 종종 별 형성 동안 거대한 분자 구름 (GMC)의 조각화에서 비롯됩니다.
-GMC는 별이 태어난 가스와 먼지의 방대한 지역입니다.
-GMC가 중력으로 불안정 해지면 자기 중력 아래에서 무너져 여러 덩어리 나 조각이 형성됩니다.
2. 중력 불안정성 :
- 중력 불안정성은 붕괴 된 GMC 내에서 또는 가스 및 먼지의 회전 디스크 내에서 발생할 수 있습니다.
-GMC 단편으로서, 개별 덩어리는 중력 불안정성을 경험하여 추가 조각화와 다수의 프로토 스타의 형성으로 이어질 수 있습니다.
-이 프로토 스타는 결국 다중 스타 시스템 내에서 개별 별으로 진화합니다.
3. 디스크 불안정성 :
-GMC가 붕괴되는 동안 가스 및 먼지의 회전 디스크가 종종 중앙 프로토 스타 주변에 형성됩니다.
- 디스크 내에서 중력 및 유체 역학적 불안정성은 추가 덩어리 또는 밀도 향상의 형성을 야기 할 수 있습니다.
-이 덩어리는 시스템 내에서 2 차별로 압축되어 진화 할 수 있습니다.
4. 조력 상호 작용 및 포착 :
- 경우에 따라 다중 스타 시스템은 인근 프로토 스타 또는 젊은 별 사이의 조력 상호 작용을 통해 형성 될 수 있습니다.
- 근처의 프로토 스타 사이의 중력은 재료의 교환으로 이어질 수 있으며, 가스 및 먼지의 길쭉한 구조 또는 필라멘트를 만듭니다.
-이 구조는 결국 조각화되어 다중 스타 시스템의 일부가되는 추가 프로토 스타를 형성 할 수 있습니다.
-또한 이진 시스템의 거대한 별은 통과 된 별 또는 별 남은자를 포착하여 트리플 또는 고차 다중 스타 시스템을 형성 할 수 있습니다.
다중 스타 시스템의 형성으로 이어지는 특정 메커니즘과 조건은 여전히 천체 물리학 분야의 활발한 연구 영역이며 지속적인 관찰 및 이론적 연구는이 복잡한 과정에 대한 새로운 통찰력을 계속 제공하고 있습니다.
