Wys bron van Stervorming

'''Stervorming''' is die proses waardeur digte streke in [[molekulêre wolk]]e in die interstellêre ruimte, soms "sterkwekerye" of "stervormingsgebiede" genoem, ineenstort en [[ster]]re vorm.<ref>{{Cite book|title = The Formation of Stars|author1=Stahler, S. W.  |author2=Palla, F. |publisher = Wiley-VCH|year = 2004|isbn = 3-527-40559-3|location = Weinheim}}</ref> As ’n tak van [[sterrekunde]] sluit stervorming die bestudering van die [[interstellêre medium]] (ISM) en reusagtige molekulêre wolke as voorlopers van die stervormingsproses in, asook van [[protoster]]re en [[jong stervoorwerp]]e. Dit is nou verwant aan [[planeet]]vorming, ’n ander tak van sterrekunde. 

Die meeste sterre vorm nie alleen nie, maar as deel van ’n groep, wat ’n [[sterreswerm]] of sterassosiasie genoem word.<ref>{{Cite journal|last1=Lada|first1=Charles J.|last2=Lada|first2=Elizabeth A.|date=2003-09-01|title=Embedded Clusters in Molecular Clouds|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=41|issue=1|pages=57–115|doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844|issn=0066-4146|arxiv=astro-ph/0301540|bibcode=2003ARA&A..41...57L|s2cid=16752089}}</ref>

==Sterkwekerye==
[[Beeld:Pillars of creation 2014 HST WFC3-UVIS full-res.jpg|thumb|links|Die [[Hubble-ruimteteleskoop]] se foto van die "[[Skeppingspilare]]", waar stere in die [[Arend-newel]] vorm.]]

===Interstellêre wolke===
[[Beeld:PIA23865-W51Nebula-StarFactory-20200825.jpg|thumb|220px|Die newel W51 – een van die grootste sterfabrieke in die [[Melkweg]] (25 Augustus 2020).]]
’n [[Spiraalsterrestelsel]] soos die [[Melkweg]] bevat [[ster]]re, [[steroorblyfsel]]s en ’n verspreide interstellêre medium van [[gas]] en [[Ruimtestof|stof]]. Die interstellêre medium bestaan uit 10<sup>-4</sup> tot 10<sup>6</sup> deeltjies per cm<sup>3</sup> en is gewoonlik saamgestel uit rofweg 70% [[waterstof]] wat massa betref en verder grootliks uit [[helium]]. Dié medium is chemies verryk deur spoorhoeveelhede [[Metaal (astronomie)|swaarder elemente]] wat uit sterre gewerp word wanneer hulle aan die einde van hulle pad as [[hoofreeks]]sterre kom. Streke in die interstellêre ruimte met ’n groter digtheid vorm wolke bekend as [[Newel#Soorte newels|diffuse newels]],<ref>{{cite web | first=C. R. | last=O'Dell | title=Nebula | work=World Book at NASA | url=http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html | archive-url=https://web.archive.org/web/20050429002503/http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html | url-status=dead | archive-date=2005-04-29 | publisher=World Book, Inc. | access-date=2009-05-18 }}</ref> waar stervorming plaasvind.<ref name=prialnik>{{cite book
 | first=Dina | last=Prialnik | title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution
 | pages=195–212 | date=2000
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-65065-8 }}</ref> 

In teenstelling met spiraalstelsels, verloor ’n [[elliptiese sterrestelsel]] die koue komponent van sy interstellêre medium binne rofweg ’n miljard jaar, wat keer dat die stelsel diffuse newels kan vorm, buiten deur samesmelting met ander sterrestelsels.<ref>{{cite conference
 | author=Dupraz, C.
 | author2=Casoli, F.
 | title=The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals | book-title=Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union
 | date=4-9 Junie 1990 | location=[[Parys]], [[Frankryk]]
 | publisher=Kluwer Academic Publishers
 | bibcode=1991IAUS..146..373D
}}</ref>

In die digte newels waar sterre vorm, is ’n groot deel van die waterstof in die molekulêre vorm (H<sub>2</sub>), en daarom word dié wolke molekulêre wolke genoem.<ref name=prialnik /> Die [[Herschel-ruimtesterrewag]] het onthul dat filamente alomteenwoordig is in molekulêre wolke. Digte molekulêre filamente, wat belangrik in die stervormingsproses is, sal in swaartekraggebonde kerns versplinter, en die meeste van dié kerns sal tot sterre ontwikkel. Die voortdurende aangroei (of akkresie) van gas, geometriese buiging en [[magneetveld]]e kan bepaal presies op watter manier die filamente versplinter. Waarnemings het daarop gedui dat die koelste wolke geneig is om sterre met ’n klein massa te vorm. Hulle is eers in die [[infrarooi]] binne-in die wolk sigbaar, en daarna is hulle oppervlak in [[sigbare lig]] te sien wanneer die wolk verdwyn. Reusagtige molekulêre wolke, wat gewoonlik warmer is, het sterre van alle massas tot gevolg.<ref>{{cite book | first=James | last=Lequeux | title=Birth, Evolution and Death of Stars | publisher=World Scientific | date=2013 | isbn=978-981-4508-77-3}}</ref> Hierdie reusewolke het gewoonlik ’n digtheid van sowat 100 deeltjies per cm<sup>3</sup>, ’n deursnee van 100 ligjare, massas van tot 6&nbsp;miljoen [[sonmassa]]s ({{Sonmassa|link=y}})<ref>{{cite conference
 | author =Williams, J. P.
 | author2 =Blitz, L.
 | author3 =McKee, C. F.
 | title=The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF | page=97
 | book-title=Protostars and Planets IV | date=2000
 | bibcode=2000prpl.conf...97W
 | arxiv=astro-ph/9902246 }}</ref> en ’n gemiddelde interne [[temperatuur]] van sowat 10&nbsp;[[Kelvin|K]]. Omtrent die helfte van die totale massa van die galaktiese interstellêre medium word uitgemaak deur die molekulêre wolke,<ref>{{cite book
 | author=Alves, J.
 | author2=Lada, C.
 | author3=Lada, E.
 | title=Tracing H<sub>2</sub> Via Infrared Dust Extinction
 | book-title=Molecular hydrogen in space | date=2001
 | publisher=Cambridge University Press | page=217
 | isbn=0-521-78224-4 }}</ref> en in die Melkweg is ’n geraamde 6&nbsp;000 van hulle, elk met ’n massa van meer as 100&nbsp;000&nbsp;{{sonmassa}}.<ref>{{cite journal
 | author=Sanders, D. B.
 | author2=Scoville, N. Z.
 | author3=Solomon, P. M.
 | title=Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features | journal=Astrophysical Journal, Part 1
 | volume=289 | date=1985-02-01 | pages=373–387
 | doi=10.1086/162897 | bibcode=1985ApJ...289..373S}}</ref> Die naaste newel aan die [[Son]] waar swaar sterre vorm, is die [[Orion-newel]], 1&nbsp;300 ligjare van ons af.<ref>{{cite journal | doi=10.1086/520922
 | title=A Parallactic Distance of <math>389^{+24}_{-21}</math> Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations
 | date=2007 | author=Sandstrom, Karin M.
 | journal=The Astrophysical Journal | volume=667
 | issue=2
 | pages=1161 | bibcode=2007ApJ...667.1161S | arxiv=0706.2361| last2=Peek
 | first2=J. E. G.
 | last3=Bower
 | first3=Geoffrey C.
 | last4=Bolatto
 | first4=Alberto D.
 | last5=Plambeck
 | first5=Richard L.
 | s2cid=18192326
 }}</ref> Sterre met ’n kleiner massa word egter 400-450 ligjare van hier gevorm in die [[Rho Ophiuchi-wolkkompleks]].<ref>{{cite book
 | author=Wilking, B. A.
 | author2=Gagné, M.
 | author3=Allen, L. E.
 | chapter=Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud
 | editor=Bo Reipurth | title=Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications
 | arxiv=0811.0005
 | bibcode=2008hsf2.book..351W
| year=2008
 }}</ref>

’n Kompakter streek van stervorming is die ondeursigtige wolke van digte gas en stof bekend as [[bolwolk]]e (of Bok-globules, genoem na die [[sterrekundige]] Bart Bok). Hulle kan vorm saam met instortende molekulêre wolke of moontlik onafhanklik.<ref>{{cite journal
 | author=Khanzadyan, T.
 | author2=Smith, M. D.
 | author3=Gredel, R.
 | author4=Stanke, T.
 | author5=Davis, C. J. | doi=10.1051/0004-6361:20011531
 | title=Active star formation in the large Bok globule CB 34
 | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=383
 | issue=2
 | pages=502–518 |date=Februarie 2002 | bibcode=2002A&A...383..502K| doi-access=free
 }}</ref> Die bolwolke is gewoonlik tot ’n ligjaar breed en het ’n massa van ’n paar sonne.<ref>{{cite book
 | first=Lee | last=Hartmann | date=2000
 | title=Accretion Processes in Star Formation | page=4
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-78520-0 }}</ref> Hulle kan gesien word as donker wolke, wat afgeëts is teen die helder [[Newel#Soorte newels|emissienewels]] of agtergrondsterre. Daar is bevind meer as die helfte van bolwolke bevat nuutgevormde sterre.<ref>{{cite book | first=Michael David | last=Smith | date=2004
 | pages=43–44 | title=The Origin of Stars
 | publisher=Imperial College Press | isbn=1-86094-501-5 }}</ref>

===Wolkinstorting===
’n Interstellêre wolk gas sal in [[hidrostatiese ewewig]] bly solank as wat die [[kinetiese energie]] van die gas se [[druk]] in balans is met die potensiële energie van die interne [[swaartekrag]]. [[Wiskunde|Wiskundig]] word dit uitgedruk deur gebruik te maak van die [[viriaalteorie]], waarvolgens die swaartekrag- potensiële energie dubbel so groot as die interne termiese energie moet wees om ewewig te handhaaf.<ref>{{cite book
 | first=Sun | last=Kwok | date=2006
 | title=Physics and chemistry of the interstellar medium
 | url=https://archive.org/details/physicschemistry0000kwok | url-access=registration | publisher=University Science Books 
 | isbn=1-891389-46-7 | pages=[https://archive.org/details/physicschemistry0000kwok/page/435 435–437]
}}</ref> As ’n wolk groot genoeg is dat die gasdruk onvoldoende is om dit te onderhou, sal die wolk swaartekraginstorting ondergaan. Die massa wat ’n wolk moet oorskry om in te stort word die [[Jeansmassa]] genoem. Die Jeansmassa hang af van die temperatuur en digtheid van die wolk, maar is gewoonlik duisende tot tienduisende sonmassas.<ref name=prialnik /> Gedurende die instorting van die wolk vorm tientalle tot tienduisende sterre min of meer gelyktydig. Die resultaat is ’n [[Sterreswerm|oop sterreswerm]].<ref>{{cite book | first=E. | last=Battaner
 | title=Astrophysical Fluid Dynamics
 | publisher=Cambridge University Press | date=1996
 | isbn=0-521-43747-4 | pages=166–167 }}</ref>

[[Beeld:ALMA views a stellar explosion in Orion.jpg|220px|thumb|[[Europese Suidelike Sterrewag#Llano de Chajnantor|ALMA]]-waarnemings van die [[Orion-newel]]kompleks bied ’n insig in ontploffings tydens die ontstaan van sterre.<ref>{{cite web|title=ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks|url=https://www.eso.org/public/news/eso1711/|website=www.eso.org|access-date=10 April 2017}}</ref>]]

Ander faktore kan ook stervorming veroorsaak. Verskeie dinge kan gebeur om die molekulêre wolk ineen te druk en instorting te veroorsaak. Wolke kan teen mekaar bots of ’n nabygeleë [[supernova]]-ontploffing kan dit teweegbring. In laasgenoemde geval sal materie vanweë ’n [[skokgolf]] teen hoë snelhede in die wolk geskiet word.<ref name=prialnik /> (Die nuwe sterre wat ontstaan, kan self supernovas skep.) Ook kan [[interaktiewe sterrestelsel|die botsing]] van sterrestelsels ’n enorme uitbarsting van stervorming veroorsaak terwyl die gaswolke in elke stelsel deur galaktiese [[gety]]kragte saamgepers en versteur word.<ref>{{cite conference
 | last=Jog | first=C. J. | date=26-30 Augustus 1997
 | editor=Barnes, J. E. 
 | editor2=Sanders, D. B.
 | title=Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies | book-title=Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift
 | location=Kyoto, Japan
 | bibcode=1999IAUS..186..235J }}</ref> Laasgenoemde meganisme kan verantwoordelik wees vir [[bolswerm]]s.<ref>{{cite journal
 | author=Keto, Eric
 | author2=Ho, Luis C.
 | author3=Lo, K.-Y.
 | title=M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters
 | journal=The Astrophysical Journal | volume=635
 | issue=2 | pages=1062–1076 |date=Desember 2005 | doi=10.1086/497575
 | bibcode=2005ApJ...635.1062K |arxiv = astro-ph/0508519 | s2cid=119359557
 }}</ref>

’n [[Supermassiewe swartkolk]] in ’n sterrestelsel kan die tempo van stervorming in die middel van die stelsel reguleer. ’n Swartkolk wat instromende materie versamel, kan [[Aktiewe sterrestelsel|aktief]] word en ’n sterk wind uitstuur. Dit kan verdere stervorming voorkom. In ouer stelsels kan swartkolke wat radiofrekwensie-uitstralende deeltjies teen byna die [[ligsnelheid]] uitstraal, ook die vorming van sterre verhoed.<ref>{{cite journal
  | author=Gralla, Meg |display-authors=etal
  | title=A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources
  | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  | issue=1
  | volume=445
  | publisher=Oxford University Press |date=September 29, 2014 | pages=460–478
  | doi=10.1093/mnras/stu1592 
|arxiv = 1310.8281 |bibcode = 2014MNRAS.445..460G |s2cid=8171745
 }}</ref> Radio-uitstralings of winde wat teen wolke bots, kan egter ook stervorming aanhelp.<ref>{{cite conference
  | author=van Breugel, Wil |display-authors=etal
   | editor=T. Storchi-Bergmann
   | editor2=L.C. Ho
   | editor3=Henrique R. Schmitt | title=The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei
  | publisher=Cambridge University Press |date=November 2004 | pages=485–488
  | doi=10.1017/S1743921304002996
  | bibcode=2004IAUS..222..485V |arxiv = astro-ph/0406668 }}</ref>

[[Beeld:Size can be deceptive ESO 553-46.jpg|thumb|220px|Die [[dwergsterrestelsel]] ESO 553-46 het een van die grootste tempo's van stervorming van die sowat duisend stelsels naby die Melkweg.<ref>{{cite web|title=Size can be deceptive|url=https://www.spacetelescope.org/images/potw1741a/|website=www.spacetelescope.org|access-date=9 Oktober 2017}}</ref>]]
Terwyl ’n wolk instort, breek dit in al hoe kleiner dele op totdat die fragmente omtrent die massa van ’n ster het. In elk van dié fragmente straal die instortende wolk die energie weg wat verkry word uit die vrystelling van swaartekrag- potensiële energie. Namate die digtheid toeneem, word die fragmente ondeursigtig en raak hulle dus minder doeltreffend in die wegstraling van die energie. Dit verhoog die temperatuur van die wolk en voorkom verdere fragmentasie. Die fragmente verdig nou in roterende sfere gas wat as [[Embrio|embrio's]] vir sterre dien.<ref>{{cite book
 | first=Dina | last=Prialnik
 | title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution
 | publisher=Cambridge University Press | date=2000
 | isbn=0-521-65937-X | pages=198–199
}}</ref>

==Protoster==
[[Beeld:LH 95.jpg|thumb|220px|LH&nbsp;95, ’n sterkwekery in die [[Groot Magellaanse Wolk]].]]
’n Protostellêre wolk sal aanhou instort so lank as wat die swaartekragbindkrag uitgeskakel kan word. Van dié oormaat energie word hoofsaaklik deur uitstraling ontslae geraak. Die instortende ster sal egter eindelik ondeurdringbaar word vir sy eie uitstraling, en die energie moet op ’n ander manier verwyder word. Die stof in die wolk word verhit tot temperature van {{nowrap|60-100 K}}, en dié deeltjies straal uit by golflengtes in die verre [[infrarooi]] waar die wolk deursigtig is. Die stof bemiddel dus die verdere instorting van die wolk.<ref>{{cite book
 | first=M. S. | last=Longair | date=2008 | page=478
 | title=Galaxy Formation  | edition=2nd
 | publisher=Springer | isbn=978-3-540-73477-2 }}</ref>

Gedurende die instorting raak die wolk se digtheid na die middel toe groter, en dus raak dié deel eerste opties ondeursigtelik. Dit gebeur wanneer die digtheid sowat {{nowrap|10<sup>-13</sup> g/cm<sup>3</sup>}} is. ’n Kernstreek, wat die eerste hidrostatiese kern genoem word, vorm waar die instorting tot ’n einde kom. Dit neem steeds in temperatuur toe soos bepaal deur die viriaalteorie. Die gas wat na hierdie ondeursigtige streek stroom, bots daarmee en veroorsaak skokgolwe wat die kern verder verhit.<ref name=larson/>

[[Beeld:Cepheus B.jpg|thumb|links|’n Saamgestelde foto van jong sterre in en om die molekulêre wolk [[Kefeus (sterrebeeld)|Kefeus]]&nbsp;B.]]
Wanneer die kerntemperatuur sowat {{nowrap|2 000 K}} is, dissosieer die termiese energie die H<sub>2</sub>-molekules.<ref name=larson>{{cite journal
 | last=Larson | first=Richard B. | date=1969
 | title=Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=145 | issue=3 | pages=271–295 | bibcode=1969MNRAS.145..271L | doi = 10.1093/mnras/145.3.271 | doi-access=free }}</ref> Dit word gevolg deur die ionisasie van die waterstof- en heliumatome. Dié prosesse absorbeer die energie van die imkrimping. Wanneer die digtheid van die instromende materie sowat {{nowrap|10<sup>-8</sup> g/cm<sup>3</sup>}} is, is die materie deursigtig genoeg dat energie wat deur die protoster uitgestraal word, kan ontsnap. Die kombinasie van [[konveksie]] in die protoster en die uitstraling van sy oppervlak af stel die ster in staat om verder in te krimp.<ref name=larson/> Dit duur voort totdat die gas warm genoeg is dat die interne druk kan keer dat die protoster verder deur swaartekrag saamgepers word – ’n toestand bekend as hidrostatiese ewewig. Wanneer dié fase byna voltooi is, is die voorwerp bekend as ’n protoster.<ref name=prialnik />

[[Beeld:N11 (Hubble).jpg|thumb|220px|N11, deel van ’n komplekse netwerk gaswolke en sterreswerms in ons buursterrestelsel die Groot Magellaanse Wolk.]]
Die aangroei van materie op die protoster duur gedeeltelik voort uit die nuutgevormde [[sirkumstellêre skyf]]. Wanneer die druk en temperatuur hoog genoeg is, begin die [[kernfusie]] van [[deuterium]], en die uitwaartse druk van die daaropvolgende uitstraling laat die instorting afneem (maar nie ophou nie). Materie waaruit die wolk bestaan, hou aan op die protoster "neerreën". In hierdie stadium ontstaan bipolêre strale bekend as Herbig-Haro-voorwerpe. Dit is moontlik die manier waarop die oorskot-[[hoekmomentum]] van die instromende materie verminder word en die ster in staat gestel word om aan te hou vorm.

[[Beeld:Star formation region Lupus 3.jpg|links|thumb|220px|Die stervormingsgebied [[Wolf (sterrebeeld)|Lupus&nbsp;3]].<ref>{{cite web|title=Glory From Gloom|url=https://www.eso.org/public/news/eso1804/|website=www.eso.org|access-date=2 Februarie 2018}}</ref>]]
Wanneer die omringende gas en stof verwyder is en akkresie ophou, word die ster as ’n [[voorhoofreeksster]] (VHR-ster) beskou. Die energiebron van hierdie voorwerpe is swaartekraginstorting, in teenstelling met die waterstofverbranding in [[hoofreeks]]sterre. Op die Hertzsprung-Russell-diagram beweeg voorhoofreekssterre met ’n massa van meer as 0,5&nbsp;{{Sonmassa}} eers vertikaal na onder en dan links en horisontaal totdat dit eindelik die hoofreeks bereik.<ref>{{cite journal | author = C. Hayashi | title=Stellar evolution in early phases of gravitational contraction | journal=Publications of the Astronomical Society of Japan | date=1961 | volume=13 | pages=450–452 | bibcode=1961PASJ...13..450H }}</ref> Dié met ’n massa van minder as 0,5&nbsp;{{Sonmassa}} bly vertikaal beweeg.<ref>{{cite journal | author = L. G. Henyey | author2 = R. Lelevier | author3 = R. D. Levée | title=The Early Phases of Stellar Evolution | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | date=1955 | volume=67 | issue=396 | pages=154 | bibcode=1955PASP...67..154H  | doi = 10.1086/126791| doi-access=free }}</ref>

Eindelik begin waterstof in die ster se kern fusie ondergaan en die res van die omringende skyf materie word weggevee. Dit is die einde van die protosterfase en die begin van die hoofreeksfase.

Die stadiums van die proses is goed gedefinieer by sterre van 1&nbsp;{{sonmassa}} en kleiner, maar in sterre met ’n groter massa is die lengte van die stervormingsproses vergelykbaar met ander stadiums van hulle ontwikkeling en dus baie korter. Die proses is ook nie so goed gedefiniseer nie. Die latere ontwikkeling van sterre word in [[sterevolusie]] bestudeer.

{{Panorama|PIA18928-Protostar-HOPS383-20150323.jpg|600px|<center>’n Protosteruitbarsting, HOPS&nbsp;383 (2015).</center>}}

==Verwysings==
{{Verwysings|3}}

==Skakels==
{{vertaaluit| taalafk = en | il = Star formation}}

{{Normdata}}

[[Kategorie:Stervorming| ]]