1. Gravitys roll: Gravity vill dra alla saker i en stjärns kärna tillsammans och krossa den till ett mindre och mindre utrymme.
2. Tryckens motstånd: Kärnan i en stjärna är extremt het, vilket får atomerna att röra sig snabbt och utöva yttre tryck. Detta tryck motverkar Gravitys drag.
3. Fusionens bränsle: För att upprätthålla det yttre trycket och slåss mot tyngdkraften måste en stjärna genomgå kärnfusion i sin kärna. Fusion är processen att kombinera lättare element (som väte) till tyngre (som helium) och släppa en enorm mängd energi. Denna energi skapar det yttre trycket som hindrar stjärnan från att kollapsa.
Den nedre gränsen:
* Minsta massa för fusion: Det finns en minsta temperatur och densitet som krävs för att vätefusion ska ske. Denna minsta massa beräknas ligga runt 0,08 solmassor . Detta innebär att en stjärna måste ha minst 8% massan av vår sol för att antända vätefusion och bli en riktig stjärna.
* bruna dvärgar: Objekt med mindre massa än denna gräns kallas bruna dvärgar. De är fortfarande otroligt heta, men de saknar massan för att upprätthålla vätefusion. Istället kan de smälta tyngre element som deuterium.
Varför kan inte mindre föremål bli stjärnor?
* Otillräckligt tryck: Föremål med lägre massa har helt enkelt inte tillräckligt med tyngdkraften för att skapa det tryck och temperatur som behövs för att initiera vätefusion. De kan värma upp lite från gravitationskollaps, men de kommer inte att kunna upprätthålla fusionsprocessen.
* Brist på energiproduktion: Utan fusion lyser inte dessa föremål som en riktig stjärna. De kommer långsamt att svalna och blekna bort och avger bara en mycket svag, infraröd glöd.
Sammanfattningsvis: Den nedre gränsen för en stjärnmassa bestäms av den minsta massa som behövs för att skapa det tryck och temperatur som krävs för att vätefusion ska ske. Objekt under denna gräns kan inte upprätthålla fusion och klassificeras som bruna dvärgar.
