Зореутворення: відмінності між версіями

Для початку процесу утворення зір із міжзоряних газопилових туманностей ву галактиках потрібна наявність речовини в космосі, яка перебуває в стані [[гравітаційна нестійкість|гравітаційної нестійкості]] з тих чи інших причин<ref name="З2">{{Стаття

}}</ref>. Наприклад, поштовхом до утворення можуть служити близькі до хмари газу вибухи [[наднова|наднових]] типів '''Ib/c''' і '''II''', близькість до масивних зір з інтенсивним випромінюванням таабо наявність зовнішніх [[магнітне поле|магнітних полів]], таких, як магнітне поле [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]]. В основному {{Джерело?|процес зореутворення відбувається у хмарах [[водень|іонізованого водню]] або [[зони H II|зонах H II]]}}{{уточнити}}. Залежно від типу галактики, інтенсивне утворення зір відбувається або на випадково розподілених ділянках, або на ділянках, впорядкованих у спіральні структури галактик. Останнє, зокрема, відбувається в нашому [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]], який є спіральною галактикою. Зореутворення має характер «локальних спалахів». Тривалість «спалаху» невелика, близько декількох мільйонів [[рік|років]], масштаб&nbsp;— до сотень [[парсек]]<ref name="З1"></ref>.

Склад ділянок міжзоряного газу, з яких відбулося формування зір, визначає хімічний склад останніх, що дозволяє провести датування формування конкретної зорі або віднести її до певного типу зоряного населення. Давніші зорі формувалися на ділянках, де практично не було [[металічність|важких елементів]] і, відповідно, позбавлені цих елементів у своїх атмосферах, що визначається на підставі [[спектральний аналіз|спектральних спостережень]]. За кількістю зір того чи іншого населення визначається [[швидкість зореутворення]] на певній ділянці протягом тривалого часу. Крім спектральних характеристик зорі, первісний хімічний склад впливає на її подальшу [[еволюція зір|еволюцію]] іта, наприклад, на [[ефективна температура|температуру]] іта колір [[фотосфера|фотосфери]].