1. Tyngdkraft: Det första steget är att molnet ska ha tillräckligt med massa. Tyngdkraften drar gaspartiklarna mot varandra, vilket får molnet att kollapsa och bli tätare. Denna process kallas gravitationskollaps.
2. Uppvärmning: När molnet kollapsar rör sig partiklarna närmare varandra, ökar deras kinetiska energi och höjer temperaturen. Denna process liknar hur komprimerande luft i en pump gör den varmare.
3. Tryck: Den ökade tätheten för det kollapsande molnet skapar enormt tryck. Detta tryck ökar molnens temperatur ytterligare.
4. Kärnbildning: När kollapsen fortsätter blir mitten av molnet mycket varmare och tätare än de yttre regionerna. Denna heta, täta kärna utgör grunden för den framtida stjärnan.
5. Fusionständning: När kärntemperaturen når cirka 10 miljoner Kelvin är trycket och densiteten tillräckligt hög för att övervinna den elektrostatiska avstötningen mellan protoner. Detta gör att kärnfusion kan börja. Vid fusion kombineras vätekärnor (protoner) för att bilda heliumkärnor och släppa en enorm mängd energi i processen.
6. Stjärnjämvikt: Energin som frigörs från fusion skapar ett yttre tryck som motverkar tyngdkraften. Denna balans mellan tyngdkraften och strålningstrycket kallas hydrostatisk jämvikt och är det som håller stjärnan stabil.
Sammanfattning:
* tyngdkraft: Initierar kollapsen.
* kollaps: Ökar densiteten och temperaturen.
* Tryck: Ökar temperaturen ytterligare.
* kärnbildning: Skapar en varm, tät kärna.
* fusionständning: Startar kärnkraftsfusion vid extremt höga temperaturer.
* Jämvikt: Balanserar tyngdkraften och fusionstrycket och håller stjärnan stabil.
Det är viktigt att notera att processen för att ett gasmoln blir en stjärna är mycket komplex och lång. Det kan ta miljoner år för ett moln att kollapsa och antända kärnfusion. Molnets storlek och sammansättning påverkar också det slutliga resultatet och bestämmer typen och livslängden för den resulterande stjärnan.
