1. jätte molekylära moln: Dessa är stora, kalla och mörka regioner i rymden som främst består av väte och helium, tillsammans med spår av tyngre element. De är stjärnorna.
2. gravitationskollaps: Med tiden får små täthetsfluktuationer inom dessa moln allvar att dra in mer materia. När mer material dras in, kollapsar regionen och blir tätare och varmare.
3. protostarbildning: Molnens kollapsande kärna bildar en protostar, ett hett, tätt objekt som fortsätter att tillbringa materien. Protostarens yttemperatur ökar och den börjar avge infraröd strålning.
4. Kärnfusion: När protostaren kollapsar blir kärnan otroligt varm och tät. När temperaturen når cirka 10 miljoner grader Celsius börjar kärnfusion. Denna process, där väteatomer smälter samman för att bilda helium, släpper enorm energi, vilket skapar yttre tryck.
5. Hydrostatisk jämvikt: Det yttre trycket från kärnfusion balanserar den inre tyngdkraften och stabiliserar stjärnan. Stjärnan lyser nu ljust, drivs av den energi som frigörs från kärnfusion.
6. Huvudsekvens: Stjärnan kommer in i huvudsekvenssteget, där den tillbringar större delen av sin livstid, bränner väte och smälter det i helium. Stjärnans egenskaper som storlek, temperatur och färg bestäms av dess massa.
typer av nebulor:
* diffusa nebulor: Stora, oregelbundet formade moln av gas och damm.
* Planetary Nebulee: Gasskal som kastas ut av döende stjärnor, verkar som färgglada ringar eller sfärer.
* mörka nebulor: Täta dammmoln som blockerar stjärnans ljus bakom dem och verkar som mörka fläckar mot Milky Way's bakgrund.
Nyckelpunkter:
* Stjärnbildning är en kontinuerlig process som sker i hela universum.
* Massan på en stjärna bestämmer dess livslängd, temperatur och ljusstyrka.
* Stjärnor spelar en avgörande roll i universums utveckling och skapar tyngre element genom kärnfusion, som sedan sprids över rymden.
