Här är en steg-för-steg-uppdelning av hur nya stjärnor bildas:
1. Jättemolekylära moln:
a) Stjärnväxter kännetecknas av närvaron av gigantiska molekylära moln (GMC), som är stora och täta områden av interstellär gas och damm.
b) Dessa GMC består till övervägande del av molekylärt väte (H2), tillsammans med spårmängder av andra grundämnen och föreningar.
2. Gravitationskollaps:
a) Inom en GMC spelar gravitationen en avgörande roll för att initiera stjärnbildning. När GMC:s egen gravitation övervinner de motsatta krafterna, såsom termiskt tryck, börjar molnet att kollapsa under sin tyngd.
b) Sammandragningen leder till en ökning av densitet och tryck inom GMC.
3. Fragmentering:
a) När GMC kollapsar fragmenteras den till mindre, tätare klumpar som kallas "kärnor" eller "protostjärnor".
b) Dessa protostjärnor är de första fröna från vilka enskilda stjärnor så småningom kommer att bildas.
4. Protostellär disk:
a) När en protostjärna fortsätter att kollapsa, samlar den mer massa och rörelsemängd.
b) Protostjärnan utvecklar en omgivande skiva av gas och damm, känd som en protostellär skiva, som roterar runt den centrala protostjärnan.
5. Protostellär evolution:
a) Protostjärnan i mitten av den protostellära skivan fortsätter att samla massa från den omgivande skivan.
b) När protostjärnan ackumulerar mer massa, ökar dess kärntemperatur, vilket leder till initiering av kärnfusionsreaktioner.
6. Stellar Birth:
a) När protostjärnans kärntemperatur når cirka 10 miljoner Kelvin börjar kärnfusionen, vilket markerar födelsen av en ny stjärna.
b) Det utåtriktade trycket som genereras av kärnfusion balanserar tyngdkraftens inåtgående dragning och upprättar hydrostatisk jämvikt. Protostjärnan övergår till en fullfjädrad stjärna som avger sitt eget ljus och energi.
Bildandet av stjärnor är en pågående och dynamisk process som sker i hela universum och bidrar till kosmos ständigt föränderliga gobeläng.
