Här är en allmän översikt över hur nya stjärnor föds:
1. Formation av molekylära moln :I galaxer finns det stora moln av gas och damm som kallas molekylära moln. Dessa moln består huvudsakligen av väte och helium, tillsammans med spårmängder av andra grundämnen.
2. Gravitationskollaps :Inom ett molekylärt moln gör gravitationskrafter att molnet börjar dra ihop sig under sin egen gravitation. När molnet kollapsar splittras det i mindre, tätare klumpar. Dessa klumpar kallas protostjärnor.
3. Protostjärnbildning :När en protostjärna fortsätter att dra ihop sig blir dess kärna tätare och varmare. Den ökande temperaturen och densiteten leder till bildandet av en kärnfusionsreaktion, som markerar födelsen av en ny stjärna.
4. Huvudsekvensfas :När protostjärnan har antänt kärnfusion går den in i vad som kallas huvudsekvensfasen. Under denna fas bränner stjärnan vätebränsle i sin kärna och frigör energi och ljus. Stjärnan förblir i huvudsekvensfasen under en betydande del av sin livstid.
5. Ytterligare utveckling :Efter att stjärnan tömt sitt vätebränsle, utvecklas den genom olika efterföljande stadier, som kan inkludera att bli en röd jätte, superjätte eller till och med explodera som en supernova. Den exakta utvecklingsvägen för en stjärna beror på dess initiala massa.
Så så länge det finns områden med tillräckligt med gas och damm i universum kommer stjärnbildningen att fortsätta att ske och nya stjärnor kommer att fortsätta att födas. Processen med stjärnbildning är avgörande för att upprätthålla balansen och utvecklingen av galaxer och universum som helhet.
