1. Tyngdkraft:
* Inledande kondensation: Interstellära moln är enorma och diffusa och innehåller mestadels väte- och heliumgas. Dessa moln är emellertid inte helt enhetliga. Det finns lite täthetsvariationer, vilket skapar regioner med något högre densitet.
* gravitationskollaps: Dessa tätare regioner har ett något starkare gravitationellt drag än omgivningen. Detta lockar mer gas och damm, vilket ökar densiteten ytterligare. Denna process, känd som gravitationskollaps, blir självförstärkande, vilket så småningom leder till bildandet av en protostar.
2. Kylning:
* Strålning och damm: När molnet kollapsar kolliderar gaspartiklarna oftare och ökar temperaturen. Molnet innehåller emellertid också dammkorn. Dessa korn absorberar värmen från kollisionerna och strålar bort den som infraröd strålning, vilket effektivt kyler molnet.
* Kylning och kollaps: Denna kylning gör det möjligt för gasen att fortsätta kollapsa, eftersom det termiska trycket (som skulle motstå kollaps) minskas.
3. Rotation:
* Angular Momentum Conservation: När molnet kollapsar bevarar det sin vinkelmoment, vilket får den att snurra snabbare. Denna rotation hjälper till att platta det kollapsande molnet i en skiva.
* diskbildning: Skivan är avgörande för stjärnbildning eftersom den ger en väg för material att tillbringas på den centrala protostaren.
4. Kärnfusion:
* kärntemperatur och tryck: När protostaren fortsätter att kollapsa blir kärnan otroligt tät och het. Så småningom når temperaturen och trycket i kärnan en punkt där kärnfusion kan börja.
* stjärnbildning: Denna fusionsprocess frigör enorma mängder energi och skapar yttre tryck som balanserar tyngdkraftsdraget. Detta markerar en stjärns födelse.
Sammanfattningsvis: Stjärnor bildas av interstellära moln på grund av samspelet mellan tyngdkraft, kylning, rotation och kärnfusion. Dessa processer arbetar tillsammans för att kondensera ett stort, diffus moln av gas och damm till en kompakt, lysande stjärna.
