* Steg 1:Inledande kollaps (10.000-100.000 år): Ett gigantiskt moln av gas och damm, kallad en nebula, börjar kollapsa under sin egen tyngdkraft. Denna kollaps utlöses av händelser som supernova -explosioner eller kollisioner av jättemolekylära moln.
* Steg 2:Protostarbildning (100 000-1 000 000 år): Kärnan i det kollapsande molnet värms upp när materialet faller inåt. Molnfragmenten i mindre klumpar, som var och en blir en protostar. En protostar är ett varmt, tätt och lysande föremål som fortfarande är tilläggsmaterial från den omgivande nebulan.
* Steg 3:Huvudsekvensstjärnan (miljoner till miljarder år): När protostars kärna når en temperatur på cirka 10 miljoner Kelvin börjar kärnfusion. Denna process omvandlar väte till helium, släpper energi och skapar en stabil stjärna. Stjärnan kommer in i "huvudsekvens" -fasen, där den tillbringar huvuddelen av sitt liv.
Faktorer som påverkar stjärnbildningstiden:
* massa av nebulan: Större nebulor innehåller mer material, vilket leder till snabbare kollaps och en kortare formationstid.
* densiteten för nebulan: Denser nebuleer har mer tyngdkraft, och påskyndar kollapsen.
* rotationshastighet: En snabbt roterande nebula kan fragmentera till flera stjärnor och förlänga bildningsprocessen.
* magnetfält: Magnetfält kan påverka flödet av material, vilket påverkar bildningen av protostaren.
Nyckelpunkter:
* Star Formation är en gradvis process med flera steg som sker under lång tid.
* Det sista steget, huvudsekvensen, är där stjärnor tillbringar större delen av sina liv.
* Stjärnmassan bestämmer hur länge den kommer att leva i huvudsekvensen. Mer massiva stjärnor bränner igenom deras bränsle snabbare och har kortare livslängd.
Medan processen med stjärnbildning tar miljoner år, kan vi observera dess olika stadier som händer i olika delar av universum, vilket ger oss en inblick i hur stjärnor föds.
