Hvornår bliver en dannende stjerne stabil?

En dannende stjerne, kendt som A Protostar , bliver ikke rigtig "stabil" på samme måde som en moden stjerne gør. I stedet går det gennem en række stadier, da den akkumulerer masse og varmer op.

Her er en sammenbrud:

Tidlige stadier:

* pre-stellar kerne: En tæt, kold sky af gas og støv kollapser under sin egen tyngdekraft. Denne fase er meget lang, varige millioner af år.

* Protostar -dannelse: Når kernen kollapser, opvarmes den og bliver en protostar. Dette er præget af emissionen af ​​infrarød stråling.

Hovedsekvensstjernedannelse:

* hydrostatisk ligevægt: Til sidst bliver kernen varm nok og tæt nok til at nuklear fusion til at begynde. Dette er det punkt, hvor det udadvendte pres fra fusion afbalancerer det indre træk af tyngdekraften. Dette er det kritiske punkt, hvor Protostar bliver en hovedsekvensstjerne .

* stabilitet: Stjernen brænder nu brint til helium i sin kerne og frigiver energi, der holder stjernen stabil.

Vigtige noter:

* Variabel tidslinje: Det nøjagtige tidspunkt det tager for en Protostar at blive en hovedsekvensstjerne afhænger af dens oprindelige masse. Massive stjerner danner meget hurtigere end mindre stjerner.

* "stabil" er relativ: Mens en hovedsekvensstjerne betragtes som stabil sammenlignet med en protostar, gennemgår den stadig udvikling over millioner eller milliarder af år. Stjerner ændrer sig, når de bliver ældre, brænder gennem deres brændstof og til sidst udvikler sig til giganter eller endda eksploderer som supernovae.

Key Takeaway: En protostar bliver "stabil", når den når hydrostatisk ligevægt, hvor det udadgående tryk fra nuklear fusion afbalancerer tyngdekraften indre træk. Dette markerer overgangen fra en Protostar til en hovedsekvensstjerne.