Här är varför:
* vätefusion: Vid denna temperatur är den termiska energin tillräcklig för att övervinna den elektrostatiska avstötningen mellan vätekärnor (protoner). Detta gör att de kan smälta samman för att bilda helium och släppa en enorm mängd energi i processen. Detta är känt som vätefusion .
* kärntryck och tyngdkraft: Denna fusionsprocess genererar yttre tryck som motverkar tyngdkraften inåt. Detta skapar en stabil jämvikt inom stjärnan.
Det är viktigt att notera att:
* massa är avgörande: Den exakta temperaturen och trycket som behövs för vätefusion varierar något beroende på stjärnans massa. Mer massiva stjärnor når dessa förhållanden snabbare och brinner snabbare igenom deras bränsle.
* Evolutionär stadium: Detta markerar början på huvudsekvensfasen av en stjärns liv, där det främst smälter väte i helium.
Så medan den specifika temperaturen och trycket varierar, är det den punkt där vätefusion antänds som markerar början på stellar nukleosyntes och födelsen av en stjärna som vi känner till det.
