21.1: تكوين النجوم

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197194

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

حدد العمليات العنيفة أحيانًا التي تنهار من خلالها أجزاء من السحابة الجزيئية لإنتاج النجوم
تعرف على بعض الهياكل التي تظهر في صور السحب الجزيئية مثل تلك الموجودة في Orion
شرح كيف تمكّن بيئة السحابة الجزيئية من تكوين النجوم
وصف كيف تتسبب الموجات المتقدمة لتكوين النجوم في تطور السحابة الجزيئية

عندما نبدأ استكشافنا لكيفية تشكل النجوم، دعونا نراجع بعض الأساسيات حول النجوم التي تمت مناقشتها في الفصول السابقة:

تحافظ النجوم المستقرة (التسلسل الرئيسي) مثل الشمس على التوازن من خلال إنتاج الطاقة من خلال الاندماج النووي في نواتها. تحدد القدرة على توليد الطاقة عن طريق الاندماج النجم.
في كل ثانية في الشمس، يخضع ما يقرب من 600 مليون طن من الهيدروجين للاندماج في الهيليوم، مع تحول حوالي 4 ملايين طن إلى طاقة في هذه العملية. يعني معدل استخدام الهيدروجين هذا أن الشمس (وجميع النجوم الأخرى) ستنفد الوقود المركزي في نهاية المطاف.
تأتي النجوم بكتل مختلفة، تتراوح من 1/12 كتلة شمسية\(M_{\text{Sun}}\) إلى ما يقرب من 100-200\(M_{\text{Sun}}\). هناك عدد أكبر بكثير من النجوم ذات الكتلة المنخفضة من النجوم ذات الكتلة العالية.
تعد النجوم الأكثر ضخامة في التسلسل الرئيسي (النوع الطيفي O) أيضًا الأكثر إضاءة ولديها أعلى درجة حرارة سطحية. النجوم ذات الكتلة الأدنى في التسلسل الرئيسي (النوع الطيفي M أو L) هي الأقل إضاءة والأروع.
تحتوي مجرة النجوم مثل درب التبانة على كميات هائلة من الغاز والغبار - وهو ما يكفي لصنع مليارات النجوم مثل الشمس.

إذا أردنا أن نجد النجوم التي لا تزال في طور التكوين، يجب أن نبحث في الأماكن التي تحتوي على الكثير من المواد الخام التي يتم تجميع النجوم منها. نظرًا لأن النجوم مصنوعة من الغاز، فإننا نركز انتباهنا (والتلسكوبات الخاصة بنا) على السحب الكثيفة والباردة من الغاز والغبار التي تنتشر في درب التبانة (انظر الصورة المصغرة للفصل والشكل\(\PageIndex{1}\)).

بديل — الشكل:\(\PageIndex{1}\) أعمدة الغبار والكريات الكثيفة في M16. (أ) تُظهر صورة تلسكوب هابل الفضائي هذه للمناطق الوسطى من M16 (المعروف أيضاً باسم سديم النسر) أعمدة ضخمة من الغاز البارد (بما في ذلك الهيدروجين الجزيئي، H2) والغبار. تتميز هذه الأعمدة بكثافة أعلى من المناطق المحيطة وقد قاومت التبخر بالأشعة فوق البنفسجية من مجموعة من النجوم الساخنة خارج الزاوية العلوية اليمنى من هذه الصورة. يبلغ طول أطول عمود حوالي سنة ضوئية واحدة، وتبعد منطقة M16 حوالي 7000 سنة ضوئية عنا. (ب) يُظهر هذا المنظر القريب لأحد الأعمدة بعض الكرات الكثيفة للغاية، التي يحتوي الكثير منها على نجوم جنينية. ابتكر علماء الفلك مصطلح كريات الغاز المتبخر (EGGs) لهذه الهياكل، جزئيًا حتى يتمكنوا من القول إننا وجدنا البيض داخل سديم النسر. من المحتمل أنه بسبب تعرض هذه البويضات لتأثير الإشعاع المستمر من النجوم الساخنة القريبة، ربما لم يجمع البعض بعد ما يكفي من المواد لتشكيل نجم.

الغيوم الجزيئية: مشاتل النجوم

كما رأينا في «بين النجوم: الغاز والغبار في الفضاء»، فإن أكبر خزانات المادة بين النجوم - وبعض الأجسام الأكثر ضخامة في مجرة درب التبانة - هي السحب الجزيئية العملاقة. تتميز هذه السحب بمساحات داخلية باردة مع درجات حرارة مميزة تتراوح من 10 إلى 20 كلفن فقط؛ وترتبط معظم ذرات الغاز الخاصة بها في جزيئات. تتحول هذه الغيوم إلى مسقط رأس معظم النجوم في مجرتنا.

تتراوح كتل السحب الجزيئية من ألف ضعف كتلة الشمس إلى حوالي 3 ملايين كتلة شمسية. تتميز السحب الجزيئية ببنية خيطية معقدة، تشبه السحب السمحاقية في الغلاف الجوي للأرض، ولكنها أقل كثافة بكثير. يمكن أن يصل طول خيوط السحابة الجزيئية إلى 1000 سنة ضوئية. وتوجد داخل السحب مناطق باردة وكثيفة كتلتها النموذجية من 50 إلى 500 مرة كتلة الشمس؛ ونطلق على هذه المناطق اسم «الكتل» عالي التقنية. داخل هذه الكتل، توجد مناطق أكثر كثافة وأصغر تسمى النوى. النوى هي أجنة النجوم. الظروف في هذه النوى - درجات الحرارة المنخفضة والكثافة العالية - هي فقط ما هو مطلوب لصنع النجوم. تذكر أن جوهر قصة حياة أي نجم هو المنافسة المستمرة بين قوتين: الجاذبية والضغط. تحاول قوة الجاذبية، التي تسحب إلى الداخل، أن تتسبب في انهيار نجم. يحاول الضغط الداخلي الناتج عن حركات ذرات الغاز، التي تدفع للخارج، إجبار النجم على التوسع. عندما يتشكل النجم لأول مرة، تعمل درجات الحرارة المنخفضة (وبالتالي الضغط المنخفض) والكثافة العالية (وبالتالي زيادة الجاذبية) على منح الجاذبية الميزة. من أجل تكوين نجم - أي كرة كثيفة وساخنة من المادة قادرة على بدء التفاعلات النووية في الأعماق - نحتاج إلى نواة نموذجية من الذرات والجزيئات بين النجوم لتقليص نصف قطرها وزيادة الكثافة بعامل يبلغ 1020 تقريبًا. إنها قوة الجاذبية التي تنتج هذا الانهيار الشديد.

سحابة أوريون الجزيئية

دعونا نناقش ما يحدث في مناطق تكوين النجوم من خلال النظر في موقع قريب حيث تتشكل النجوم الآن. واحدة من أفضل المشاتل النجمية التي تمت دراستها موجودة في كوكبة أوريون، ذا هانتر، على بعد حوالي 1500 سنة ضوئية (الشكل\(\PageIndex{2}\)). من السهل التعرف على نمط الصياد من خلال «الحزام» الواضح المكون من ثلاث نجوم والذي يميز خصره. سحابة Orion الجزيئية أكبر بكثير من نمط النجوم وهي حقًا بنية رائعة. في أبعادها الطويلة، تمتد على مسافة حوالي 100 سنة ضوئية. تبلغ الكمية الإجمالية للغاز الجزيئي حوالي 200,000 مرة من كتلة الشمس. لا تتوهج معظم السحابة بالضوء المرئي ولكنها تخون وجودها من خلال الإشعاع الذي يطلقه الغاز المغبر بالأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء والراديو.

يبلغ عمر النجوم في حزام أوريون عادةً حوالي 5 ملايين عام، في حين أن النجوم القريبة من منتصف «السيف» المعلق من حزام أوريون يتراوح عمرها بين 300,000 إلى مليون سنة فقط. تسمى المنطقة التي تقع في منتصف الطريق تقريبًا حيث لا يزال تكوين النجوم يحدث باسم Orion Nebula. تم العثور على حوالي 2200 نجم شاب في هذه المنطقة، التي يزيد قطرها قليلاً عن اثنتي عشرة سنة ضوئية. يحتوي سديم أوريون أيضًا على مجموعة ضيقة من النجوم تسمى Trapezium (الشكل\(\PageIndex{4}\)). يمكن رؤية ألمع نجوم Trapezium بسهولة باستخدام تلسكوب صغير.

قارن هذا مع الحي الشمسي الخاص بنا، حيث تبلغ المسافة النموذجية بين النجوم حوالي 3 سنوات ضوئية. يمكن رؤية عدد صغير فقط من النجوم في مجموعة Orion بالضوء المرئي، لكن صور الأشعة تحت الحمراء - التي تخترق الغبار بشكل أفضل - تكتشف أكثر من 2000 نجمة تشكل جزءًا من المجموعة (الشكل\(\PageIndex{4}\)).

تظهر الدراسات التي أجريت على أوريون ومناطق تشكيل النجوم الأخرى أن تكوين النجوم ليس عملية فعالة للغاية. في منطقة Orion Nebula، تم تحويل حوالي 1٪ من المواد الموجودة في السحابة إلى نجوم. لهذا السبب ما زلنا نرى كمية كبيرة من الغاز والغبار بالقرب من نجوم Trapezium. يتم تسخين المواد المتبقية في النهاية، إما عن طريق الإشعاع والرياح من النجوم الساخنة التي تتشكل أو عن طريق انفجارات النجوم الأكثر ضخامة. (سنرى في فصول لاحقة أن النجوم الأكثر ضخامة تمر بحياتها بسرعة كبيرة وتنتهي بالانفجار.)

انطلق في رحلة عبر Orion Nebula لمشاهدة جولة فيديو لطيفة في هذه المنطقة.

سواء بلطف أو بشكل متفجر، يتم نقل المواد الموجودة بالقرب من النجوم الجديدة إلى الفضاء بين النجوم. يمكن الآن ملاحظة المجموعات القديمة أو مجموعات النجوم بسهولة في الضوء المرئي لأنها لم تعد محاطة بالغبار والغاز (الشكل\(\PageIndex{5}\)).

على الرغم من أننا لا نعرف سبب بدء النجوم في البداية في التكون في أوريون، إلا أن هناك أدلة جيدة على أن الجيل الأول من النجوم أدى إلى تكوين نجوم إضافية، مما أدى بدوره إلى تكوين المزيد من النجوم (الشكل\(\PageIndex{6}\)).

الفكرة الأساسية لتكوين النجوم المحفزة هي: عندما يتشكل نجم ضخم، فإنه يصدر كمية كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية ويخرج غازًا عالي السرعة في شكل رياح نجمية. يؤدي حقن الطاقة هذا إلى تسخين الغاز حول النجوم ويؤدي إلى توسعه. عندما تستنفد النجوم الضخمة إمداداتها من الوقود، فإنها تنفجر، كما تعمل طاقة الانفجار على تسخين الغاز. تتراكم الغازات الساخنة في السحابة الجزيئية الباردة المحيطة، مما يؤدي إلى ضغط المادة الموجودة فيها وزيادة كثافتها. إذا كانت هذه الزيادة في الكثافة كبيرة بما يكفي، فإن الجاذبية ستتغلب على الضغط، وستبدأ النجوم في التكون في الغاز المضغوط. يبدو أن مثل هذا التفاعل المتسلسل - حيث تصبح النجوم الأكثر سطوعًا والأكثر سخونة في منطقة ما سببًا لتكوين النجوم «المجاورة» - لم يحدث فقط في أوريون ولكن أيضًا في العديد من الغيوم الجزيئية الأخرى.

هناك العديد من الغيوم الجزيئية التي تشكل فقط (أو بشكل أساسي) نجومًا منخفضة الكتلة. نظرًا لأن النجوم ذات الكتلة المنخفضة لا تحتوي على رياح قوية ولا تموت بالانفجار، فلا يمكن أن يحدث تكوين النجوم المحفزة في هذه السحب. هناك أيضًا نجوم تتشكل في عزلة نسبية في النوى الصغيرة. لذلك، لا يتم تشغيل كل تكوين النجوم في الأصل بسبب موت النجوم الضخمة. ومع ذلك، من المحتمل أن تكون هناك محفزات أخرى محتملة، مثل موجات الكثافة الحلزونية والعمليات الأخرى التي لم نفهمها بعد.

ولادة نجمة

على الرغم من أن مناطق مثل أوريون تعطينا أدلة حول كيفية بدء تكوين النجوم، إلا أن المراحل اللاحقة لا تزال محاطة بالغموض (والكثير من الغبار). هناك فرق كبير بين كثافة نواة السحابة الجزيئية وكثافة النجوم الأصغر التي يمكن اكتشافها. إن الملاحظات المباشرة لهذا الانهيار إلى كثافة أعلى تكاد تكون مستحيلة لسببين. أولاً، لا يمكن ملاحظة الأجزاء الداخلية المغطاة بالغبار للسحب الجزيئية حيث تحدث الولادات النجمية بالضوء المرئي. ثانيًا، النطاق الزمني للانهيار الأولي - آلاف السنين - قصير جدًا، من الناحية الفلكية. نظرًا لأن كل نجم يقضي جزءًا صغيرًا من حياته في هذه المرحلة، فإن عددًا قليلاً نسبيًا من النجوم يمر بعملية الانهيار في أي وقت. ومع ذلك، من خلال مزيج من الحسابات النظرية والملاحظات المحدودة المتاحة، قام علماء الفلك بتجميع صورة لما يحتمل أن تكون عليه المراحل الأولى من التطور النجمي.

الخطوة الأولى في عملية إنشاء النجوم هي تكوين نوى كثيفة داخل مجموعة من الغاز والغبار (الشكل\(\PageIndex{7}\) (أ)). يُعتقد عمومًا أن جميع المواد الخاصة بالنجم تأتي من النواة، وهي البنية الأكبر المحيطة بالنجم المشكل. في النهاية، تصبح قوة الجاذبية للغاز المتساقط قوية بما يكفي للتغلب على الضغط الذي تمارسه المادة الباردة التي تشكل النوى الكثيفة. ثم تتعرض المادة لانهيار سريع، ونتيجة لذلك تزداد كثافة النواة بشكل كبير. خلال الوقت الذي تتقلص فيه النواة الكثيفة لتصبح نجمًا حقيقيًا، ولكن قبل أن يبدأ اندماج البروتونات لإنتاج الهيليوم، نسمي الكائن بروتوستار.

يميل الاضطراب الطبيعي داخل الكتلة إلى إعطاء أي جزء منها بعض حركة الدوران الأولية (حتى لو كانت بطيئة جدًا). ونتيجة لذلك، من المتوقع أن تدور كل نواة منهارة. وفقًا لقانون الحفاظ على الزخم الزاوي (الذي تمت مناقشته في الفصل الخاص بالمدارات والجاذبية)، يدور الجسم الدوار بسرعة أكبر مع انخفاض حجمه. بعبارة أخرى، إذا كان الجسم قادرًا على تحويل مادته حول دائرة أصغر، فيمكنه تحريك تلك المادة بسرعة أكبر - مثل المتزلجة على الجليد التي تدور بسرعة أكبر عندما تضع ذراعيها بإحكام على جسدها. هذا هو بالضبط ما يحدث عندما تتعاقد النواة لتشكيل بروتوستار: مع تقلصها، يزداد معدل دورانها.

لكن كل الاتجاهات على كرة الغزل لا يتم إنشاؤها على قدم المساواة. أثناء دوران البروتوستار، يكون من الأسهل بكثير أن تسقط المواد مباشرة على القطبين (اللذين يتدوران ببطء شديد) مقارنة بسقوط خط الاستواء (حيث تتحرك المواد بسرعة أكبر). لذلك، فإن الغاز والغبار المتساقط باتجاه خط الاستواء الخاص بالبروتوستار «يعيقه» الدوران ويشكل قرصًا دوارًا ممتدًا حول خط الاستواء (الجزء ب في الشكل\(\PageIndex{7}\)). ربما لاحظت نفس «تأثير خط الاستواء» على رحلة الملاهي التي تقف فيها مع ظهرك على أسطوانة يتم تدويرها بشكل أسرع وأسرع. أثناء الدوران بسرعة كبيرة، يتم دفعك نحو الحائط بقوة بحيث لا يمكنك السقوط باتجاه مركز الأسطوانة. ومع ذلك، يمكن أن يسقط الغاز على البروتوستار بسهولة من الاتجاهات البعيدة عن خط استواء النجم.

يتم تضمين البروتوستار والقرص في هذه المرحلة في غلاف من الغبار والغاز الذي لا تزال المواد منه تتساقط على البروتوستار. يحجب هذا الظرف المغبر الضوء المرئي، لكن الأشعة تحت الحمراء يمكن أن تمر. ونتيجة لذلك، في هذه المرحلة من تطوره، يقوم البروتوستار نفسه بإصدار الأشعة تحت الحمراء وبالتالي لا يمكن ملاحظته إلا في منطقة الأشعة تحت الحمراء من الطيف. بمجرد تجميع جميع المواد المتاحة تقريبًا ووصول البروتوستار المركزي إلى كتلته النهائية تقريبًا، يتم إعطاؤه اسمًا خاصًا: يطلق عليه اسم نجم T Tauri، الذي سمي على اسم أحد أفضل الأعضاء الذين تمت دراستهم والأكثر سطوعًا في هذه الفئة من النجوم، والتي تم اكتشافها في كوكبة برج الثور. (يميل علماء الفلك إلى تسمية أنواع النجوم بعد المثال الأول الذي يكتشفونه أو يفهمونه. إنه ليس نظامًا أنيقًا، ولكنه يعمل.) فقط النجوم ذات الكتل الأقل من كتلة الشمس أو المشابهة لها تصبح نجوم T Tauri. لا تمر النجوم الضخمة بهذه المرحلة، على الرغم من أنها تتبع سيناريو التكوين الموضح في الشكل\(\PageIndex{7}\).

الرياح والطائرات

تشير الملاحظات الأخيرة إلى أن نجوم T Tauri قد تكون في الواقع نجومًا في مرحلة متوسطة بين النجوم الأولية والنجوم المنصهرة بالهيدروجين مثل الشمس. كشفت صور الأشعة تحت الحمراء عالية الدقة عن تدفقات من المواد بالإضافة إلى رياح نجمية قادمة من بعض نجوم T Tauri، مما يدل على التفاعل مع بيئتها. تتكون الرياح النجمية أساسًا من البروتونات (نوى الهيدروجين) والإلكترونات المتدفقة بعيدًا عن النجم بسرعة بضع مئات من الكيلومترات في الثانية (عدة مئات الآلاف من الأميال في الساعة). عندما تبدأ الرياح لأول مرة، يحجب قرص المادة حول خط استواء النجم الرياح في اتجاهها. حيث يمكن لجزيئات الرياح الهروب بشكل أكثر فعالية هو في اتجاه أقطاب النجم.

لقد شاهد علماء الفلك بالفعل أدلة على إطلاق هذه الحزم من الجسيمات في اتجاهين متعاكسين من المناطق القطبية للنجوم المشكلة حديثًا. في كثير من الحالات، تشير هذه الحزم إلى موقع البروتوستار الذي لا يزال محاطًا بالكامل بالغبار لدرجة أننا لا نستطيع رؤيته بعد (الشكل\(\PageIndex{8}\)).

في بعض الأحيان، تصطدم نفاثات الجسيمات عالية السرعة المتدفقة بعيدًا عن البروتوستار بكتلة غاز أكثر كثافة إلى حد ما في الجوار، وتثير ذراتها، وتتسبب في انبعاث الضوء. تسمح لنا هذه المناطق المتوهجة، التي يُعرف كل منها باسم جسم Herbig-Haro (HH) على اسم الفلكيين اللذين حددهما لأول مرة، بتتبع تقدم الطائرة إلى مسافة سنة ضوئية أو أكثر من النجم الذي أنتجها. \(\PageIndex{9}\)يُظهر الشكل صورتين مذهلتين لأجسام HH.

ستزيل الرياح المنبعثة من النجم المشكل في النهاية المادة المتبقية في الغلاف الغامض للغبار والغاز، تاركةً وراءها القرص العاري والنجم الأولي، الذي يمكن رؤيته بعد ذلك بالضوء المرئي. يجب أن نلاحظ أنه في هذه المرحلة، لا يزال النجم الأولي نفسه يتقلص ببطء ولم يصل بعد إلى مرحلة التسلسل الرئيسي في مخطط H—R (وهو مفهوم تم تقديمه في فصل النجوم: تعداد سماوي). يمكن اكتشاف القرص مباشرة عند ملاحظته بأطوال موجات الأشعة تحت الحمراء أو عند رؤيته في صورة ظلية على خلفية ساطعة (الشكل\(\PageIndex{10}\)).

هذا الوصف لبروتوستار محاط بقرص دوار من الغاز والغبار يشبه إلى حد كبير ما حدث في نظامنا الشمسي عندما تشكلت الشمس والكواكب. في الواقع، كان أحد أهم الاكتشافات من دراسة تكوين النجوم في العقد الأخير من القرن العشرين هو أن الأقراص هي نتيجة ثانوية حتمية لعملية تكوين النجوم. كانت الأسئلة التالية التي شرع علماء الفلك في الإجابة عليها هي: هل ستشكل الأقراص الموجودة حول النجوم الأولية كواكب أيضًا؟ وإذا كان الأمر كذلك، كم مرة؟ سنعود إلى هذه الأسئلة لاحقًا في هذا الفصل.

لتبسيط الأمور، وصفنا تكوين النجوم الفردية. ومع ذلك، فإن العديد من النجوم أعضاء في أنظمة ثنائية أو ثلاثية، حيث تولد عدة نجوم معًا. في هذه الحالة، تتشكل النجوم بنفس الطريقة تقريبًا. قد يكون لكل من الثنائيات المنفصلة على نطاق واسع قرص خاص بها؛ وقد تشترك الثنائيات المغلقة في قرص واحد.

ملخص

تتكون معظم النجوم في غيوم جزيئية عملاقة بكتل كبيرة تصل كتلتها الشمسية إلى 3 × 106. السحابة الجزيئية الأكثر دراسة هي Orion، حيث يتم تكوين النجوم حاليًا. عادةً ما تحتوي السحب الجزيئية على مناطق ذات كثافة أعلى تُسمى الكتل، والتي بدورها تحتوي على عدة نوى متساوية الكثافة من الغاز والغبار، وقد يصبح كل منها نجمًا. يمكن أن يتشكل النجم داخل قلب إذا كانت كثافته عالية بما يكفي بحيث يمكن للجاذبية أن تطغى على الضغط الداخلي وتتسبب في انهيار الغاز والغبار. يتوقف تراكم المواد عندما يصاب النجم الأولي بريتوستار برياح نجمية قوية، مما يؤدي إلى رصد نفاثات من المواد قادمة من النجم. يمكن أن تصطدم هذه النفاثات من المواد بالمواد المحيطة بالنجم وتنتج مناطق تنبعث منها ضوءًا تُعرف باسم أجسام Herbig-Haro.

مسرد المصطلحات

غيوم جزيئية عملاقة: غيوم كبيرة باردة بين النجوم بأقطار عشرات السنوات الضوئية وكتل نموذجية من 105 كتلة شمسية؛ توجد هذه السحب في الأذرع الحلزونية للمجرات، وهي المكان الذي تتشكل فيه النجوم

كائن هيربيغ هارو (HH): العقد المضيئة من الغاز في منطقة تكوين النجوم التي من المقرر أن تتوهج بواسطة نفاثات من المواد من بروتوستار

بروتوستار: نجم صغير جدًا لا يزال في طور التكوين، قبل بدء الاندماج النووي

رياح نجمية: تدفق الغاز، أحيانًا بسرعات تصل إلى مئات الكيلومترات في الثانية، من نجم