1. 초기 조건 :별 형성의 출발점은 별 형성 영역으로 알려진 분자 구름 내에 밀집된 영역의 존재이다. 이 지역은 주로 수소 가스와 먼지로 구성됩니다.
2. 중력 붕괴 :중력은 별 형성을 시작하는 데 중요한 역할을합니다. 영역의 밀도가 특정 임계 값을 초과하면 자체 중력으로 붕괴되기 시작합니다.
3. 조각화 :무너진 구름이 밀도가 높아짐에 따라 작은 덩어리로 조각되기 시작합니다. 이 덩어리는 "코어"또는 "프로토 스타"라고합니다. 이 코어의 크기와 질량은 형성 될 스타의 최종 질량을 결정합니다.
4. accretion :일단 프로토 스타가 형성되면 주변 환경에서 가스와 먼지를 촉진하여 질량을 계속 축적합니다. 이 과정은 초기 단계에서 비교적 빠를 수 있지만 프로토 스타가 더욱 커짐에 따라 속도가 느려집니다.
5. protostar phase :protostar 단계에서 핵심은 상당한 변화를 겪습니다. 중력 압축으로 인해 가열되어 적외선 방사선을 방출하기 시작합니다. Protostar는 또한 핵 융합 반응이 결국 점화되어 별의 탄생을 표시하는 중심 핵심을 개발합니다.
6. 주요 시퀀스 단계 :원자가의 핵심에서 핵 융합이 시작되면 "주 시퀀스"라는 안정적인 단계로 전환됩니다. 이것은 별의 삶에서 가장 길고 안정적인 단계입니다.
분자 구름의 초기 붕괴에서 주요 서열 단계에 이르기까지 별이 형성되는 데 걸리는 전반적인 시간은 저용량 별의 경우 수십만 년에서 대량의 별의 경우 수백만 년까지 다양합니다.
별 형성 기간에 영향을 미치는 요인은 다음과 같습니다.
1. 밀도 : 붕괴 된 구름의 밀도는 중력 붕괴 속도에 영향을 미칩니다. 밀도가 높은 구름이 더 빨리 붕괴되어 별 형성이 더 빠릅니다.
2. 질량 : 프로토 스타 또는 코어의 질량은 그 중력 강도를 결정합니다. 더 큰 거대한 코어가 더 빨리 붕괴되고 별을 더 빨리 형성합니다.
3. 온도 : 붕괴 된 구름의 온도는 단편화 속도에 영향을 미칩니다. 더 높은 온도는 단편화를 억제하여 더 거대한 별을 형성 할 수 있습니다.
4. 자기장 : 분자 구름 내의 자기장은 붕괴 및 단편화 과정을 늦출 수있어 별 형성 타임 라인을 확장 할 수 있습니다.
5. 초기 각 운동량 : 붕괴 된 구름의 초기 회전은 단편화 패턴 및 그에 따른 프로토 스타의 진화에 영향을 줄 수 있습니다.
6. 스텔라 피드백 : 프로토 스타가 형성되면 주변 가스와 먼지에 영향을 줄 수있는 방사선 및 별 바람이 방출됩니다. 이 피드백은 인근에서 별 형성을 방해하거나 향상시킬 수 있습니다.
별 형성은 여러 요인에 의해 영향을받는 복잡한 과정이며 실제 시간 척도는 각 별 형성 영역의 특정 조건에 따라 달라질 수 있습니다.
