Жұлдыздардың пайда болуының процесі

Кіріспе

Жұлдыздар аралық кеңістіктегі молекулалық бұлттардың тығыз аймақтарының құлауы арқылы жұлдыздардың қалыптасу процесі.

Жұлдыздар түзілуі – жұлдыздар аралық кеңістіктегі молекулалық бұлттардың тығыз аймақтарының, кейде "жұлдыздар бақшалары" немесе "жұлдыз түзету аймақтары" деп аталатындарының құлауы және жұлдыздардың қалыптасуы процесі. Астрономияның бір саласы ретінде жұлдыздар түзілуі жұлдыздар аралық ортаны (ЖЖО) және алып молекулалық бұлттарды (ЖМБ) жұлдыз түзілу процесіне дейінгі алғышарттар ретінде зерттеуді, сондай-ақ протожұлдыздар мен жас жұлдыздық нысандарды оның тікелей нәтижелері ретінде зерттеуді қамтиды. Бұл планеталардың қалыптасуымен, астрономияның тағы бір саласымен тығыз байланысты. Жұлдыз қалыптасу теориясы, бір жұлдыздың қалыптасуын есепке алумен қатар, екі жұлдыздың статистикасы мен бастапқы массалық функциясын да ескеруі керек. Көптеген жұлдыздар оқшауланған түрде емес, жұлдыздық шоғырлар немесе жұлдыздық қауымдастықтар деп аталатын жұлдыздар тобының құрамында қалыптасады.

Жұлдыздар аралық бұлттар

Құс жолы сияқты спиральді галактикаларда жұлдыздар, жұлдыз қалдықтары және газ бен шаңнан тұратын диффузиялық жұлдыздар аралық орта (ЖЖО) бар. Жұлдыздар аралық ортасы 104-тен 106 бөлшектің куб сантиметріне дейін құрайды және әдетте масса бойынша шамамен 70% сутектен, 28% гелийден және 1,5% ауыр элементтерден тұрады. Ауыр элементтердің азын-ауын мөлшері жұлдыздардың ішінде жұлдыздық нуклеосинтез арқылы пайда болып, жұлдыздар өмірлік циклының негізгі кезеңінен өткеннен кейін кеңістікке шығарылады. Жұлдыздар аралық ортаның жоғары тығыздығы бар аймақтары бұлттарды немесе жұлдыздардың пайда болуына жағдай жасайтын диффузиялық тұмандықтарды құрайды. Спиральді галактикалардан өзгеше, эллиптикалық галактикалар өздерінің жұлдыздар аралық ортасының суық бөлігін шамамен миллиард жыл ішінде жоғалтады, бұл галактиканың басқа галактикалармен бірігуден басқа диффузиялық тұмандықтарды қалыптастыруына кедергі келтіреді. Жұлдыздар туылатын тығыз тұмандықтарда сутегінің көп бөлігі молекулалық (H2) түрінде болады, сондықтан олар молекулалық бұлттар деп аталады. Байқаулар көрсеткендей, ең суық бұлттарда аз массалы жұлдыздар пайда болады, олар бұлттардың ішінде шығаратын инфрақызыл сәуле арқылы, содан кейін бұлттар тарағанда көрінетін жарық ретінде анықталады. Әдетте жылырақ болатын алып молекулалық бұлттар барлық массадағы жұлдыздарды жасайды. Бұл алып молекулалық бұлттардың тығыздығы куб сантиметріне 100 бөлшекті құрайды, диаметрі миллиондаған астрономиялық бірліктерге жетеді, массасы 6 миллион күн массасына дейін, яғни Жер Күнiнiң 6 миллион есе салмағына тең болуы мүмкін. Орташа ішкі температурасы шамамен… Галактикалық ЖЖО-ның жалпы массасының жартысы молекулалық бұлттарда шоғырланған, ал галактикада 6000-ға жуық молекулалық бұлт бар, олардың әрқайсысының массасы… Күнге ең жақын тұмандық – Орион тұмандығы, ол ірі жұлдыздардың пайда болу ошағы болып табылады. Алайда, аз массалы жұлдыздардың пайда болуы ρ Офиухи бұлт кешенінде шамамен 400–450 жарық жылы қашықтықта жүзеге асырылады. Жұлдыздардың пайда болуына арналған ең тығыз орын – астроном Барт Бок есімімен аталған, тығыз газ бен шаңнан тұратын, көруге көмектеспейтін Бок глобулалары. Олар молекулалық бұлттардың ыдырауымен немесе тәуелсіз түрде пайда болуы мүмкін. Бок глобулаларының ені әдетте бір жарық жылына дейін жетеді және бірнеше күн массасын қамтиды. Оларды жарқыраған эмиссиялық тұмандықтардың немесе фондық жұлдыздардың қарсы жарығында көрінетін қара бұлттар ретінде байқауға болады. Белгілі Бок глобулаларының жартысынан астамында жаңадан пайда болған жұлдыздар бар екені анықталды.

Spiral galaxies like the Milky Way contain stars, stellar remnants, and a diffuse interstellar medium (ISM) of gas and dust. The interstellar medium consists of 104 to 106 particles per cm3, and is typically composed of roughly 70% hydrogen, 28% helium, and 1.5% heavier elements by mass. The trace amounts of heavier elements were and are produced within stars via stellar nucleosynthesis and ejected as the stars pass beyond the end of their main sequence lifetime. Higher density regions of the interstellar medium form clouds, or diffuse nebulae, where star formation takes place. In contrast to spiral galaxies, elliptical galaxies lose the cold component of its interstellar medium within roughly a billion years, which hinders the galaxy from forming diffuse nebulae except through mergers with other galaxies. In the dense nebulae where stars are produced, much of the hydrogen is in the molecular (H2) form, so these nebulae are called molecular clouds. Observations indicate that the coldest clouds tend to form low mass stars, which are first observed via the infrared light they emit inside the clouds, and then as visible light when the clouds dissipate. Giant molecular clouds, which are generally warmer, produce stars of all masses. These giant molecular clouds have typical densities of 100 particles per cm3, diameters of , masses of up to 6 million solar masses , or six million times the mass of Earth's sun. The average interior temperature is
About half the total mass of the Milky Way's galactic ISM is found in molecular clouds and the galaxy includes an estimated 6,000 molecular clouds, each with more than The nebula nearest to the Sun where massive stars are being formed is the Orion Nebula, away. However, lower mass star formation is occurring about 400–450 light years distant in the ρ Ophiuchi cloud complex. A more compact site of star formation is the opaque clouds of dense gas and dust known as Bok globules, so named after the astronomer Bart Bok. These can form in association with collapsing molecular clouds or possibly independently. The Bok globules are typically up to a light year across and contain a few solar masses. They can be observed as dark clouds silhouetted against bright emission nebulae or background stars. Over half the known Bok globules have been found to contain newly forming stars.

Бұлттың құлдырауы

Жұлдызаралық газ бұлты, газ қысымының кинетикалық энергиясы ішкі гравитациялық күштің потенциалдық энергиясымен тепе-теңдікте болғанша, гидростатикалық тепе-теңдікте қалады. Математикалық тұрғыдан бұл вириал теоремасымен түсіндіріледі, онда тепе-теңдікті сақтау үшін гравитациялық потенциалдық энергия ішкі жылу энергиясының екі есесіне тең болуы керек. Егер бұлттың газ қысымы оны ұстап тұруға жеткіліксіз болса, бұлт гравитациялық құлдырауға ұшырайды. Бұлттың мұндай құлдырауға ұшырайтын массасы Джинс массасы деп аталады. Джинс массасы бұлттың температурасы мен тығыздығына байланысты, бірақ әдетте мыңдағаннан он мыңдаған күн массасына жетеді. Жұлдыздардың пайда болуы кезінде бірнеше оқиға молекулалық бұлтты қысып, оның гравитациялық құлдырауын бастауы мүмкін. Молекулалық бұлттар бір-бірімен соқтығысуы мүмкін, немесе жақын жердегі супернова жарылысы бұлтқа өте жоғары жылдамдықпен соққы толқындарын жіберіп, құлдырауды бастауы мүмкін. Соңғы механизм шар тәрізді шоғырлардың қалыптасуына себеп болуы мүмкін. Галактика ядросындағы аса ірі қара тесік галактика ядросындағы жұлдыздардың пайда болу қарқынын реттеуге көмектеседі. Материяны жұтып алып жатқан қара тесік белсенділеніп, бағытталған релятивистік сәуле арқылы күшті жел шығаруы мүмкін. Бұл жаңа жұлдыздардың пайда болуын шектеуі мүмкін. Жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен радиотолқындар шығаратын ірі қара тесіктер ескі галактикаларда жаңа жұлдыздардың пайда болуын тоқтатуы мүмкін. Дегенмен, сәулелердің айналасындағы радиоэмиссиялар да жұлдыздардың пайда болуын тудыруы мүмкін. Сол сияқты, әлсіз сәуле бұлтқа соқтығысқанда жұлдыздардың пайда болуын итеріп алдыға жылжытуы мүмкін. Молекулалық бұлт құлдырағанда, жұлдыздық массаға жеткенше, иерархиялық түрде кішірек және кішірек бөліктерге бөлінеді. Осы бөліктердің әрқайсысында құлдырап жатқан газ гравитациялық потенциалдық энергияның босауынан алынған энергияны сәулелендіреді. Тығыздық артқан сайын, бөліктердің мөлдірлігі төмендеп, энергияны сәулелендіру тиімділігі азаяды. Бұл бұлттың температурасын көтеріп, одан әрі бөлінуін тежейді. Бөліктер енді айналатын газ шарларына айналады, олар жұлдыздың бастамасы ретінде қызмет етеді. Бұл суретті қиындататын факторлар – турбуленттілік, макроскопиялық ағымдар, айналу, магниттік өрістер және бұлттың геометриясы. Айналу да, магниттік өрістер де бұлттың құлдырауына кедергі келтіреді. Турбуленттілік бұлттың бөлінуіне себепші болады, ал ең кішкентай масштабта ол құлдырауды ынталандырады.

An interstellar cloud of gas will remain in hydrostatic equilibrium as long as the kinetic energy of the gas pressure is in balance with the potential energy of the internal gravitational force. Mathematically this is expressed using the virial theorem, which states that, to maintain equilibrium, the gravitational potential energy must equal twice the internal thermal energy. If a cloud is massive enough that the gas pressure is insufficient to support it, the cloud will undergo gravitational collapse. The mass above which a cloud will undergo such collapse is called the Jeans mass. The Jeans mass depends on the temperature and density of the cloud, but is typically thousands to tens of thousands of solar masses. In triggered star formation, one of several events might occur to compress a molecular cloud and initiate its gravitational collapse. Molecular clouds may collide with each other, or a nearby supernova explosion can be a trigger, sending shocked matter into the cloud at very high speeds. The latter mechanism may be responsible for the formation of globular clusters. A supermassive black hole at the core of a galaxy may serve to regulate the rate of star formation in a galactic nucleus. A black hole that is accreting infalling matter can become active, emitting a strong wind through a collimated relativistic jet. This can limit further star formation. Massive black holes ejecting radio frequency emitting particles at near light speed can also block the formation of new stars in aging galaxies. However, the radio emissions around the jets may also trigger star formation. Likewise, a weaker jet may trigger star formation when it collides with a cloud. As it collapses, a molecular cloud breaks into smaller and smaller pieces in a hierarchical manner, until the fragments reach stellar mass. In each of these fragments, the collapsing gas radiates away the energy gained by the release of gravitational potential energy. As the density increases, the fragments become opaque and are thus less efficient at radiating away their energy. This raises the temperature of the cloud and inhibits further fragmentation. The fragments now condense into rotating spheres of gas that serve as stellar embryos. Complicating this picture of a collapsing cloud are the effects of turbulence, macroscopic flows, rotation, magnetic fields and the cloud geometry. Both rotation and magnetic fields can hinder the collapse of a cloud. Turbulence is instrumental in causing fragmentation of the cloud, and on the smallest scales it promotes collapse.

Байқаулар

Жұлдыздардың қалыптасуының негізгі элементтерін оптикалық емес толқын ұзындығында бақылау арқылы ғана анықтауға болады. Жұлдыздық өмірдің протожұлдыздық кезеңі әдетте, Ғалаксылық Газ Бұлтынан (ГГБ) қалған тығыз газ және шаң бұлттарының тереңінен жасырылады. Көбінесе, осы жұлдыз құрайтын кокондар, Бок глобулалары деп аталады, және оларды айналадағы газдың жарқыраған сәулесіне қарсы силуэт түрінде көруге болады. Жұлдыздың өмірінің бастапқы кезеңдерін инфрақызыл сәуле арқылы көруге болады, себебі ол көрінетін сәулеге қарағанда шаңды оңай тесіп өтеді. Кең өрісті инфрақызыл зерттеуші (WISE) жүргізген бақылаулар көптеген галактикалық протожұлдыздар мен олардың туған жұлдыздық шоғырларын анықтау үшін өте маңызды болды. Мұндай жұлдыздық шоғырлардың мысалдары: FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 және Majaess 98. Молекулалық бұлттың құрылымы мен протожұлдыздың әсерін жақын ИЖ жойылу карталарында (жұлдыздардың бірлік аудандағы саны есептеліп, жақын жердегі жойылу жоқ аспан аймағымен салыстырылады), тұрақты шаңнан шығарылатын сәулелену және СО мен басқа молекулалардың айналу өтулері арқылы байқауға болады; соңғы екеуі миллиметрлік және субмиллиметрлік диапазонда байқалады. Протожұлдыз бен жас жұлдыздың сәулеленуін инфрақызыл астрономия толқын ұзындығында бақылау қажет, себебі жұлдыз қалыптасқан бұлттың қалған бөлігінен туындайтын жойылу, көбінесе, спектрдің көрінетін бөлігінде оны байқауға мүмкіндік бермейді. Бұл елеулі қиындықтар туғызады, өйткені Жер атмосферасы 20 мкм-ден 850 мкм-ге дейін толығымен өткізбейді, тек 200 мкм және 450 мкм-де тар терезелер бар. Тіпті осы диапазоннан тыс жерде де атмосфералық түзетулерді қолдану қажет. Рентгендік сәулелерді бақылау жас жұлдыздарды зерттеуде пайдалы болып табылды, себебі осы нысандардың рентгендік сәулеленуі негізгі тізбектегі жұлдыздардың рентгендік сәулеленуінен 100–100 000 есе күшті. Т-Таури жұлдыздарынан шыққан рентгендік сәулелерді алғаш рет Эйнштейн рентгендік обсерваториясы анықтаған. Төмен массалы жұлдыздар үшін рентгендік сәулелер жұлдыздық коронаның магниттік қайта қосылу арқылы қызуынан пайда болады, ал жоғары массалы О және ерте В типті жұлдыздар үшін рентгендік сәулелер жұлдыздық желдердегі дыбыс жылдамдығынан асып түсетін соққылар арқылы пайда болады. Чандра рентгендік обсерваториясы мен XMM-Ньютонның қарастырған жұмсақ рентгендік энергия диапазонындағы фотондар газдың әсерінен жұлдызаралық ортаға орташа мөлшерде ғана сіңіріледі, бұл рентгендік сәулелерді молекулалық бұлттардағы жұлдыз популяцияларын көру үшін пайдалы толқын ұзындығына айналдырады. Жұлдыздың жас болуын көрсететін рентгендік сәулелену, осы жолақты жұлдыз құрайтын аймақтардағы жұлдыздарды санау үшін өте пайдалы етеді, себебі барлық жас жұлдыздарда инфрақызыл артық сәулелену болмайды. Рентгендік бақылаулар Орион тұмандығындағы және Бикеш молекулалық бұлтындағы барлық жұлдыздық массалық нысандардың толық санағын қамтамасыз етті. Жеке жұлдыздардың қалыптасуын тек Құс жолы Галактикасында тікелей байқауға болады, бірақ алыс галактикаларда жұлдыздың қалыптасуын оның ерекше спектрлік белгісі арқылы анықтауға болады. Алғашқы зерттеулер жұлдыз құрайтын үйірмелердің жас галактикаларда газға толы материяның турбулентті аймақтарындағы алып, тығыз аймақтар ретінде басталатынын, шамамен 500 миллион жыл өмір сүретінін және галактиканың орталығына жылжып, галактиканың орталық бөлігін құрайтынын көрсетеді. 2014 жылдың 21 ақпанында НАСА ғаламдағы полициклді ароматты көмірсутектерді (ПАГ) бақылау үшін жақсартылған деректер базасын жариялады. Ғалымдардың пікірінше, ғаламдағы көміртектің 20%-дан астамы ПАГ-тармен байланысты болуы мүмкін, бұл өмірдің пайда болуына қажетті бастапқы материалдар. ПАГ-тар Ұлы жарылыстан кейін көп ұзамай пайда болған сияқты, олар ғалам бойынша кеңінен тараған және жаңа жұлдыздар мен экзопланеталармен байланысты. 2018 жылдың ақпан айында астрономдар алғаш рет қайта иондану дәуірінің сигналын анықтады, бұл Ұлы жарылыстан кейін шамамен 180 миллион жыл өткеннен кейін пайда болған ең ерте жұлдыздардан шыққан жарықтың жанама анықталуы. 2019 жылдың 22 қазанында жарияланған мақалада 12,5 миллиард жарық жылы қашықтықтағы шаң бұлттарымен жасырылған 3MM 1 галактикасының анықталғаны туралы хабарланды. Оның массасы шамамен 1010.8 күн массасына тең, бұл галактикадағы жұлдыз құрайтын жылдамдық Құс жолындағыдан 100 есе жоғары.

Key elements of star formation are only available by observing in wavelengths other than the optical. The protostellar stage of stellar existence is almost invariably hidden away deep inside dense clouds of gas and dust left over from the GMC. Often, these star forming cocoons known as Bok globules, can be seen in silhouette against bright emission from surrounding gas. Early stages of a star's life can be seen in infrared light, which penetrates the dust more easily than visible light. Observations from the Wide field Infrared Survey Explorer (WISE) have thus been especially important for unveiling numerous galactic protostars and their parent star clusters. Examples of such embedded star clusters are FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64, and Majaess 98. The structure of the molecular cloud and the effects of the protostar can be observed in near IR extinction maps (where the number of stars are counted per unit area and compared to a nearby zero extinction area of sky), continuum dust emission and rotational transitions of CO and other molecules; these last two are observed in the millimeter and submillimeter range. The radiation from the protostar and early star has to be observed in infrared astronomy wavelengths, as the extinction caused by the rest of the cloud in which the star is forming is usually too big to allow us to observe it in the visual part of the spectrum. This presents considerable difficulties as the Earth's atmosphere is almost entirely opaque from 20μm to 850μm, with narrow windows at 200μm and 450μm. Even outside this range, atmospheric subtraction techniques must be used. X ray observations have proven useful for studying young stars, since X ray emission from these objects is about 100–100,000 times stronger than X ray emission from main sequence stars. The earliest detections of X rays from T Tauri stars were made by the Einstein X ray Observatory. For low mass stars X rays are generated by the heating of the stellar corona through magnetic reconnection, while for high mass O and early B type stars X rays are generated through supersonic shocks in the stellar winds. Photons in the soft X ray energy range covered by the Chandra X ray Observatory and XMM Newton may penetrate the interstellar medium with only moderate absorption due to gas, making the X ray a useful wavelength for seeing the stellar populations within molecular clouds. X ray emission as evidence of stellar youth makes this band particularly useful for performing censuses of stars in star forming regions, given that not all young stars have infrared excesses. X ray observations have provided near complete censuses of all stellar mass objects in the Orion Nebula Cluster and Taurus Molecular Cloud. The formation of individual stars can only be directly observed in the Milky Way Galaxy, but in distant galaxies star formation has been detected through its unique spectral signature. Initial research indicates star forming clumps start as giant, dense areas in turbulent gas rich matter in young galaxies, live about 500 million years, and may migrate to the center of a galaxy, creating the central bulge of a galaxy. On February 21, 2014, NASA announced a greatly upgraded database for tracking polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) in the universe. According to scientists, more than 20% of the carbon in the universe may be associated with PAHs, possible starting materials for the formation of life. PAHs seem to have been formed shortly after the Big Bang, are widespread throughout the universe, and are associated with new stars and exoplanets. In February 2018, astronomers reported, for the first time, a signal of the reionization epoch, an indirect detection of light from the earliest stars formed about 180 million years after the Big Bang. An article published on October 22, 2019, reported on the detection of 3MM 1, a massive star forming galaxy about 12.5 billion light years away that is obscured by clouds of dust. At a mass of about 1010.8 solar masses, it showed a star formation rate about 100 times as high as in the Milky Way.

Белгілі жол іздеуші нысандар

MWC 349 алғаш рет 1978 жылы ашылды және оның жасы шамамен 1000 жыл деп бағаланады. VLA 1623 – 0 класты протожұлдыздың бірінші мысалы, бұл массасының көп бөлігін әлі жинақтамаған кіріктірілген протожұлдыздың түрі. 1993 жылы табылған, оның жасы 10 000 жылдан да аз болуы мүмкін. L1014 – Ең жаңа телескоптардың көмегімен ғана анықтала бастаған жаңа түрдегі көздердің өте әлсіз кіріктірілген нысаны. Оның статусы әлі белгісіз, ол ең жас, аз массалы 0 класты протожұлдыз немесе тіпті өте аз массалы эволюциялаған нысан (қоңыр ергежейлі жұлдыз немесе тіпті жалқы планета) болуы мүмкін. GCIRS 8* – Галактикалық орталық аймағындағы ең жас негізгі тізбектегі жұлдыз, ол 2006 жылдың тамыз айында ашылды. Оның жасы шамамен 3,5 миллион жыл деп есептеледі.

Аз салмақты және көп салмақты жұлдыздар түзілуі

Әр түрлі массадағы жұлдыздар әртүрлі механизмдер арқылы пайда болады деп есептеледі. Жақсы байқаулармен расталған төмен массалы жұлдыздардың түзілу теориясы, молекулалық бұлттардағы айналмалы тығыздық артудың гравитациялық құлауы арқылы төмен массалы жұлдыздардың қалыптасатынын көрсетеді. Жоғарыда сипатталғандай, газ бен шаңнан тұратын айналмалы бұлттың құлауы, материя орталық протожұлдызға бағытталатын аккрециялық дискінің пайда болуына әкеледі. Дегенмен, шамамен 100 000 массасынан жоғары жұлдыздар үшін жұлдыз түзілу механизмі толыққанды түсініксіз. Массивті жұлдыздар көп мөлшерде сәулелену шығарады, ол құлайтын материяға қарсы қысым жасайды. Бұрын, бұл сәулелену қысымы массивті протожұлдызға аккрецияны тоқтатуға және бірнеше ондаған күн массасынан асатын жұлдыздардың пайда болуын болдырмауға жеткілікті болуы мүмкін деп ойлаған. Соңғы теориялық зерттеулер реактивті ағын мен шығарылымның массивті протожұлдыздан шығатын сәулеленудің көп бөлігінің дискі арқылы аккрецияға кедеріс келтірмей, қашып шыға алатын қуысты тазартатынын көрсетті. Қазіргі пікір бойынша, массивті жұлдыздар төмен массалы жұлдыздардың түзілу механизміне ұқсас жолмен қалыптаса алады. Кем дегенде, кейбір массивті протожұлдыздар аккрециялық дискілермен қоршалғандығына дәлелдер бар. Жоғары массалы протожұлдыздардағы дискілік аккреция, төмен массалы әріптестеріне ұқсас, гравитациялық тұрақсыздық нәтижесінде эпизодтық аккрециялық жарылыстарды көрсетеді деп күтіледі. Жақында жоғары массалы протожұлдыздардағы аккрециялық жарылыстардың болуы байқаулар арқылы расталды. Массивті жұлдыздардың түзілуінің басқа да бірнеше теориялары байқаулар арқылы тексеруді күтіп тұр. Олардың ішіндегі ең танымал теориясы – бәсекелестік аккреция теориясы, ол массивті протожұлдыздардың төмен массалы протожұлдыздармен «ұрықталып» қалыптасатынын, олар басқа протожұлдыздармен бүкіл аналық молекулалық бұлттан материяны алу үшін бәсекелеседі, тек шағын жергілікті аймақтан емес, деп болжайды. Массивті жұлдыздардың түзілуінің тағы бір теориясы, массивті жұлдыздардың төмен массалы екі немесе одан да көп жұлдыздардың бірігуі арқылы қалыптасатынын ұсынады.

Stars of different masses are thought to form by slightly different mechanisms. The theory of low mass star formation, which is well supported by observation, suggests that low mass stars form by the gravitational collapse of rotating density enhancements within molecular clouds. As described above, the collapse of a rotating cloud of gas and dust leads to the formation of an accretion disk through which matter is channeled onto a central protostar. For stars with masses higher than about , however, the mechanism of star formation is not well understood. Massive stars emit copious quantities of radiation which pushes against infalling material. In the past, it was thought that this radiation pressure might be substantial enough to halt accretion onto the massive protostar and prevent the formation of stars with masses more than a few tens of solar masses. Recent theoretical work has shown that the production of a jet and outflow clears a cavity through which much of the radiation from a massive protostar can escape without hindering accretion through the disk and onto the protostar. Present thinking is that massive stars may therefore be able to form by a mechanism similar to that by which low mass stars form. There is mounting evidence that at least some massive protostars are indeed surrounded by accretion disks. Disk accretion in high mass protostars, similar to their low mass counterparts, is expected to exhibit bursts of episodic accretion as a result of a gravitationally instability leading to clumpy and in continuous accretion rates. Recent evidence of accretion bursts in high mass protostars has indeed been confirmed observationally. Several other theories of massive star formation remain to be tested observationally. Of these, perhaps the most prominent is the theory of competitive accretion, which suggests that massive protostars are "seeded" by low mass protostars which compete with other protostars to draw in matter from the entire parent molecular cloud, instead of simply from a small local region. Another theory of massive star formation suggests that massive stars may form by the coalescence of two or more stars of lower mass.