星形成：分子雲で星が生まれる仕組み

典型的な段階

1. 雲とコアの形成: 乱流と冷却によって、大きな分子雲の内部に高密度のコアが現れる。
2. 重力収縮: 前主系列のコアが収縮し、中心の密度と温度が上昇する。
3. 原始星と降着円盤: 物質が内側へ落ち込み、回転する円盤を作る。この円盤は成長中の原始星へ物質を供給し、惑星の材料にもなりうる。
4. アウトフローとジェット: 若い天体は、角運動量を取り除き周囲の環境を形づくる、細くまとまった流れをしばしば放出する。
5. 前主系列から主系列へ: 核内温度が水素核融合を持続できるようになると、その天体は主系列に達し、真の星となる。

時間尺度は質量によって異なる。低質量星が主系列に達するまでには数百万年かかるが、大質量星はもっと速く形成される。雲の中のガスすべてが星になるわけではなく、星形成効率は通常低い。超新星の衝撃波、雲同士の衝突、渦巻腕での圧縮などの外的な引き金が、収縮を加速することもある。

天文学者は、塵を通り抜けて冷たいガスや円盤を明らかにする赤外線観測やミリ波観測を用いて星形成を研究する。分子線や連続放射に感度を持つ装置は、高密度コアや原始星包絡を追跡する。高分解能アレイは円盤やジェットを画像化できる。こうした観測は、円盤がどのように惑星を生み出すのか、また若い星からのフィードバックがその後の形成をどう調整するのかという模型の基礎になる。

重要なテーマと未解決問題には、初期質量関数の起源（低質量星と高質量星がそれぞれどれだけ形成されるか）、大質量星や褐色矮星の形成経路、磁場と乱流の役割などがある。星形成を理解することは、銀河のライフサイクルと、惑星形成や居住可能性の条件を結びつける。

入門的な内容や詳しいレビューについては、分子雲、プラズマのような電離ガスの物理、そして星の概説を参照するとよい。