miniatura|Gardería estelar LH 95 na Gran Nube de Magalláns.
A formación estelar (ou formación de estrelas) é o proceso pol cal densas rexións con nubes moleculares no espazo interestelar, ás veces denominadas "garderías estelares" ou "rexións de formación de estrelas", fusiónanse para formar estrelas. Como rama da astronomía, a formación de estrelas inclúe o estudo do medio interestelar e as nubes moleculares xigantes como precursores no proceso de formación de estrelas, e o estudo de protoestrelas e obxectos estelares xoves como os seus produtos inmediatos. Está estreitamente relacionada coa formación de planetas, outra rama da astronomía. A teoría de formación de estrelas, ademais de explicar a formación dunha estrela solitaria, debe tamén explicar as estatísticas de estrelas binarias e a función de masa inicial.
Garderías estelares miniatura|esquerda|Imaxe do telescopio Hubble coñecida como os Piares da Creación, onde se están a formar estrelas na Nebulosa da Aguia.
Nubes interestelares
Unha galaxia espiral como a Vía Láctea contén estrelas, remanentes estelares e un medio interestelar difuso de gas e po. O medio interestelar contén de 10−4 a 106 partículas por cm3 e está composta por aproximadamente un 70% de hidróxenos en masa, e a maioría do gas restante é helio. Este medio está quimicamente enriquecido con cantidades traza de elementos máis pesados que foron exectados desde as estrelas a medida que cruzan o límite final da súa vida na secuencia principal. As rexións de maior densidade do medio interestelar forman nubes ou nebulosas difusas, onde ten lugar a formación de estrelas. En contraste coas galaxias espirais e elípticas, perden os compoñentes fríos do seu medio interestelar en aproximadamente mil millóns de anos, o cal dificulta que na galaxia se formen nebulosas difusas a non ser por medio de fusións con outras galaxias.
Na nebulosa densa na que se producen as estrelas, gran parte do hidróxeno está en forma molecular (H2), así que estas nebulosas se denominan nubes moleculares. As observacións indican que as nubes máis frías tenden a formar estrelas de baixa masa, observadas primeiro no infravermello dentro das nubes, despois en luz visible na súa superficie cando as nubes se disipan, mentres que as nubes moleculares xigantes, que son xeralmente máis cálidas, producen estrelas de todas as masas. Estas nubes moleculares xigantes teñen densidades típicas de 100 partículas por cm3, diámetros de 100 anos luz (9,5 × 1014 km), masas de ata 6 millóns de masas solares (M☉), e unha temperatura interior media de 10 K. Aproximadamente a metade da masa total do medio interestelar galáctico encóntrase nas nubes moleculares e na Vía Láctea estímase que hai 6 000 nubes moleculares, cada unha con máis de 100 000 M☉. A nebulosa máis próxima ao Sol na que se están formando estrelas masivas é a nebulosa de Orión, situada a 1 300 anos luz (1,2 × 1016 km). Porén, a formación de estrelas de masa baixa está ocorrendo a unha distancia de 400 a 450 anos luz no complexo da nube ρ Ophiuchi.
Un sitio máis compacto de formación de estrelas son as nubes opacas de gas denso e po coñecidos como glóbulos de Bok, denominados así en honor do astrónomo Bart Bok. Estes poden formarse en asociación con nubes moleculares que están a colapsarse ou posiblemente independentemente. Os glóbulos de Bok son tipicamente de ata un ano luz de diámetro e conteñen unha poucas masas solares. Poden ser observados como nubes escuras perfiladas contra o fondo brillante das nebulosas de emisión ou estrelas. Aproximadamente a metade dos glóbulos de Bok coñecidos conteñen novas estrelas en formación. miniatura|Ensamblaxe da galaxias no Universo inicial.
Colapso da nube
Unha nube interestelar de gas permanece en equilibrio hidrostático con tal que a enerxía cinética da presión de gas estea en equilibrio coa enerxía potencial da forza gravitatoria externa. Matematicamente isto exprésase usando o teorema virial, que afirma que para manter o equilibrio, a enerxía potencial gravitatoria debe igualar dúas veces a enerxía térmica. Se unha nube é masiva dabondo como para que a presión de gas sexa insuficiente para soportala, dita nube sufrirá un colapso gravitacional. A masa á cal unha nube sofre ese colapso denomínase masa de Jeans. A masa de Jeans depende da temperatura e densidade da nube, pero é tipicamente de miles ou decenas de miles de masas solares. Isto coincide coa masa típica dun cúmulo aberto de estrelas, o cal é o produto final da nube en colapso.
esquerda|miniatura|Observacións do ALMA do complexo da nebulosa de Orión proporciona datos sobre as explosións durante o nacemento dunha estrela.
Nunha formación de estrelas desencadeada, un dos varios eventos podería comprimir unha nube molecular e iniciar o seu colapso gravitacional. As nubes moleculares poden colidir entre si ou unha explosión dunha supernova próxima pode ser a causa que o desencadea, enviando unha onda de choque de materia contra a nube a moi altas velocidades. Alternativamente, colisións galácticas poden causar masivas starbursts de formación de estrelas a medida que as nubes de gas en cada galaxia son comprimidas e axitadas por forzas mareais. Este último mecanismo pode ser responsable para a formación de cúmulos globulares.
Un burato negro supermasivo no núcleo dunha galaxia pode servir para regular a taxa de formación de estrelas nun núcleo galáctico. Un burato negro que está acrecionando materia que cae cara a el pode converterse en activo, emitindo un forte vento por medio dun chorro relativista colimado. Isto pode limitar ulteriores formacións de estrelas. Os buratos negros masivos ao exectaren partículas que emiten radiofrecuencias a case a velocidade da luz poden tamén bloquear a formación de novas estrelas en galaxias envellecidas. Porén, as emisións de radio arredor dos chorros poden tamén desencadear a formación de estrelas. Igualmente, un chorro máis débil pode causar a formación de estrelas cando colide cunha nube.
A medida que se colapsa, unha nube molecular divídese en fragmentos dada vez máis pequenos de maneira xerárquica, ata que os fragmentos chegan a ter masa estelar. En cada un destes fragmentos, o gas que se colapsa radia a enerxía gañada pola liberación de enerxía potencial gravitatoria. A medida que se incrementa a densidade, os fragmentos fanse opacos e así son menos eficientes á hora de radiar a súa enerxía. Isto eleva a temperatura da nube e inhibe unha maior fragmentación. Os fragmentos condensan agora en esferas de gas en rotación que serven como embrións estelares.
Complican este esquema dunha nube en colapso os efectos das turbulencias, fluxos macroscópicos, rotacións, campos magnéticos e a xeometría da nube. Tanto a rotación coma os campos magnéticos poden ocultar o colapso dunha nube. A turbulencia é fundamental para causar a fragmentación da nube, e nas escalas menores promove o colapso.
Protoestrela
Unha nube protoestelar continuará colapsándose sempre e cando a enerxía que a liga gravitacionalmente non sexa eliminada. Este exceso de enerxía pérdese primariamente por radiación. Porén, a nube en colapso farase finalmente opaca á súa propia radiación, e a enerxía debe ser eliminada por algún outro mecanismo. O po que hai na nube quece ata temperaturas de 60 a 100 K, e estas partículas radian a lonxitudes de onda do infravermello distante no que a nube é transparente. Así o po favorece un maior colapso da nube.
Durante o colapso, a densidade da nube increméntase cara ao centro e así a rexión media faise primeiro opticamente opaca. Isto ocorre cando a densidade é de aproximadamente 10−13 g/cm3. Fórmase unha rexión no núcleo da nube, chamada primeiro núcleo hidrostático, na que o colapso queda basicamente detido. Continúa incrementando a súa temperatura como determina o teorema virial. O gas que cae cara a esta rexión opaca choca con ela e crea ondas de choque que quentan aínda máis o núcleo. miniatura|esquerda|Imaxe composta que mostra estrelas novas en e arredor da nube molecular de Cepheus B. Cando a temperatura do núcleo atinxe uns 2 000 K, a enerxía térmica disocia as moléculas de H2. Isto vai seguido pola ionización de átomos de hidróxeno e helio. Estes procesos absorben enerxía da contracción, o que lle permite continuar en escalas de tempo comparables ao período de colapso a velocidades de caída libre. Despois de que a densidade do material que cae alcanzou uns 10−8 g/cm3, ese material é suficientemente transparente para permitir que escape a enerxía radiada pola protoestrela. A combinación da convección dentro da protoestrela e a radiación desde o seu exterior permite que a estrela se contraia máis. Isto continúa ata que o gas está quente dabondo para que a presión interna soporte a protoestrela contra un maior colapso gravitacional, un estado chamado equilibrio hidrostático. Cando esta fase de acreción está case completa, o obxecto resultante é coñecido como protoestrela. miniatura|N11 é parte dunha complexa rede de nubes de gas e cúmulos de estrelas na nosa galaxia veciña, a Gran Nube de Magalláns. A acreción do material nunha protoestrela continúa parcialmente desde o disco circumestelar acabado de formarse. Cando a densidade e temperatura son altas dabondo, empeza a fusión do deuterio, e a presión de radiación cara ao exterior da radiación resultante fai máis lento o colapso (pero non o para). O material da nube segue "chovendo" sobre a protoestrela. Neste estadio prodúcense chorros bipolares chamados obxectos de Herbig-Haro. Isto é probablemente o medio polo cal se expulsa o exceso de momento angular do material que cae, permitindo que a estrela se siga formando.
Cando a envoltura de gas e o po que a rodea se dispersa e o proceso de acreción se detén, a estrela é considerada unha estrela da secuencia preprincipal. A fonte de enerxía destes obxectos é a contracción gravitatoria, que se opón á combustión nuclear do hidróxeno en estrelas da secuencia principal. As estrelas da secuencia preprincipal seguen unha traxectoria de Hayashi no diagrama de Hertzsprung–Russell (H–R). A contracción será procesada ata que se alcanza o límite de Hayashi, e en adiante a contracción continuará a escala de tempo de Kelvin–Helmholtz no que a temperatura permanece estable. As estrelas con menos de 0,5 masas solares únense a partir de entón á secuencia principal. As estrelas da secuencia preprincipal máis masivas, ao final da traxectoria de Hayashi colapsan lentamente case en equilibrio hidrostático, seguindo a traxectoria de Henyey.
Finalmente, o hidróxeno empeza a fusionarse no núcleo dunha estrela, e o resto de material envolvente é varrido. Isto finaliza a fase protoestelar e dá comezo á fase da secuencia principal da estrela no diagrama H–R.
As fases do proceso están ben definidos en estrelas con masas que están arredor de 1 M☉ (masa solar) ou menos. En estrelas de masa alta a duración do proceso de formación da estrela é comparable a outras escalas de tempo da súa evolución, moito máis curtas, e o proceso non está tan ben definido. As últimas etapas da evolución das estrelas son estudadas en evolución estelar. Protoestrela 600px Explosión dunha protoestrela - HOPS 383 (2015).
Observacións astronómicas
miniatura|esquerda|A nebulosa de Orión é un exemplo arquetípico de formación dunha estrela, a partir de estrelas novas masivas que lle dan á nebulosa forma de piares de denso gas que poden ser o fogar de estrelas que agroman.