Kärnfusion:
* Stjärnor är gigantiska bollar av varm gas, främst väte och helium. Det enorma gravitationstrycket i deras kärna skapar extrem värme och densitet.
* Kärnfusion, processen som driver stjärnor, uppstår när kärnorna av lättare element (som väte) smälter samman för att bilda tyngre element (som helium) och släppa en enorm mängd energi.
* För att fusion ska starta måste kärntemperaturen nå en kritisk punkt, känd som tändningstemperaturen .
MINIMA MASSKRAV:
* Tändtemperaturen bestäms av balansen mellan det yttre trycket från kärnfusion och det inre trycket från tyngdkraften.
* En stjärnmassa spelar en avgörande roll i denna balans. En mer massiv stjärna har ett starkare gravitationellt drag, som kräver en högre kärntemperatur för att fusion ska övervinna.
* För föremål med massor under 0,08 m☉ är gravitationstrycket för svagt för att komprimera kärnan tillräckligt för att nå tändningstemperaturen.
Bruna dvärgar:
* Objekt med massor mellan 0,013 och 0,08 m☉ kallas brun dvärgar . Dessa objekt kallas ibland "misslyckade stjärnor" eftersom de saknar massan för att upprätthålla vätefusion.
* De upplever emellertid deuteriumfusion (en tyngre isotop av väte) i sin kärna, men denna process är mycket mindre effektiv än vätefusion och bränner ut relativt snabbt.
Sammanfattningsvis:
Stjärnor med massor mindre än 0,08 M☉ har helt enkelt inte tillräckligt med gravitationella drag för att skapa de extrema förhållanden som är nödvändiga för långvarig vätefusion i sina kärnor. Detta hindrar dem från att bli sanna stjärnor och förflyttar dem istället till kategorin bruna dvärgar.
