Hvordan bliver en gassky varm nok til at antænde nukleare reaktioner?

1. Tyngdekraft: Det første trin er, at skyen har nok masse. Tyngdekraften trækker gaspartiklerne mod hinanden og får skyen til at kollapse og blive tættere. Denne proces kaldes tyngdekollaps.

2. Opvarmning: Når skyen kollapser, bevæger partiklerne sig tættere sammen, øger deres kinetiske energi og hæver temperaturen. Denne proces ligner, hvordan komprimering af luft i en pumpe gør den varmere.

3. Tryk: Den øgede densitet af den sammenbrudte sky skaber enormt pres. Dette tryk øger skyens temperatur yderligere.

4. Kernedannelse: Når sammenbruddet fortsætter, bliver skyens centrum meget varmere og tættere end de ydre regioner. Denne varme, tætte kerne danner grundlaget for den fremtidige stjerne.

5. Fusion -tænding: Når kernetemperaturen når ca. 10 millioner Kelvin, er trykket og densiteten højt nok til at overvinde den elektrostatiske frastødning mellem protoner. Dette gør det muligt for nuklear fusion at begynde. I fusion kombineres brintkerner (protoner) for at danne heliumkerner og frigiver en enorm mængde energi i processen.

6. Stellar ligevægt: Energien frigivet fra fusion skaber et udadvendt pres, der modvirker den indre kraft af tyngdekraften. Denne balance mellem tyngdekraft og strålingstryk kaldes hydrostatisk ligevægt og er det, der holder stjernen stabil.

Sammendrag:

* tyngdekraft: Initierer sammenbruddet.

* kollaps: Øger densitet og temperatur.

* tryk: Øger temperaturen yderligere.

* Kernedannelse: Opretter en varm, tæt kerne.

* fusionstænding: Starter nuklear fusion ved ekstremt høje temperaturer.

* ligevægt: Afbalancerer tyngdekraften og fusionstrykket og holder stjernen stabil.

Det er vigtigt at bemærke, at processen med en gassky, der bliver en stjerne, er en meget kompleks og langvarig. Det kan tage millioner af år for en sky at kollapse og antænde nuklear fusion. Størrelsen og sammensætningen af ​​skyen påvirker også det endelige resultat ved at bestemme typen og levetiden for den resulterende stjerne.