星の起源の現在の進化モデル
星の起源の現在のモデルは星雲仮説と呼ばれます 。星は、ガスとほこりの巨大な雲から nebulaeと呼ばれるから形成されることを提案しています。 。
これがプロセスの段階的な内訳です：
1。巨大な分子雲： 旅は、巨大な分子雲（GMC）として知られる星間ガスと粉塵の広大で寒く、密な雲から始まります。これらの雲は、主に水素（H）、ヘリウム（HE）、および少量のより重い元素で構成されています。
2。重力崩壊： これらの雲内では、密度がわずかに高い領域では、より強い重力プルが発生します。これは、雲の局所的な崩壊につながります。材料が内側に落ちると、圧縮して熱くなります。
3。プロトスタル層： 崩壊する雲が縮小すると、角運動量が保存されているため、より速く回転します。この回転は、クラウドをディスクに平らにし、中央に密集したホットコアが形成されます。このコアはプロトスタルと呼ばれます。
4。核融合点火： プロトスタルは、ディスクから材料を蓄積し続け、質量と温度が成長しています。最終的に、コアは非常に高温で密集して核融合が始まり、水素をヘリウムに変換し、膨大な量のエネルギーを放出します。
5。メインシーケンススター： 核融合が点火すると、プロトスタルは安定した星になり、その人生の主要なシーケンス段階に入ります。メインシーケンス上の星の生涯は、その質量に依存します。より大きな星は、燃料をより速く燃やし、寿命が短くなります。
6。進化段階： 時間が経つにつれて、星のコアは水素が枯渇し、その質量に応じて、赤い巨人、白い小人、さらには超新星などの後の段階に進化し始めます。
星形成に貢献する重要な要因：
* 重力不安定性： 雲の最初の崩壊は重力によって駆動されます。
* 密度の変動： クラウド内の密度のわずかな変動は、特定の領域で崩壊を引き起こす可能性があります。
* 超新星ショック波： 巨大な星の爆発は、近くの雲の崩壊を引き起こし、星形成を開始する可能性があります。
* 磁場： 星雲の磁場は、崩壊する雲の形状と回転に影響を与える可能性があります。
観察証拠：
* 赤外線観測： 望遠鏡は、プロトスターによって放出される赤外線放射を検出し、崩壊する雲内の熱い密なコアの存在を確認できます。
* 無線観測： 無線望遠鏡は、分子雲の存在とその中の異なる分子の分布を明らかにしています。
* 若い恒星クラスター： さまざまな年齢の星クラスターを観察すると、星形成と進化のさまざまな段階の証拠が提供されます。
星雲仮説は、星の起源について確立され、広く受け入れられているモデルです。これは、膨大な観察証拠によってサポートされており、進行中の研究を通じて洗練され続けています。
