Hur tillverkas stjärnor?

Det tar miljontals år gratis flytande tvåatomiga molekyler av vätgas i rymden att samlas i tillräcklig mängd för att producera en protostjärna (den första etappen). Kollapsen av gas som kräver oftast någon händelse, som en kollision mellan gasformiga nebulosa som tenderar att vara oelastisk eller shockwave från en supernova, eller till följd av ett svart hål. Någon av dessa händelser kan knuffa gravitation för att smälter samman gas till en "brun dvärg."

När en brun dvärg har fått nog massa att släppa ut sina egna ljus och värme via gravitationell kollaps, blir det känt som en "protostjärna." Protostjärnor kräver 100.000 till ett par miljoner år att få tillräcklig massa, core värme och tryck, påbörja kärnfusion, även om de kan visas lika ljusstark som en "sann" stjärna. Den vanligaste verkliga stjärnan är känd som en T-Tauri-stjärna.

Kärnfusion inträffar som protoner av väte kombineras med neutroner till bildar helium kärnor (alpha partiklar). Denna process sker i kärnan av stjärnan, där temperaturen är i miljontals grader och trycket är extremt höga. Nuclear tändning är den punkt där man kan säga en stjärna är "född", och den resulterande solvinden saktar eller stannar infallande nebular gasen. Alla resterande gas stjärnan drar i sig själv skulle komma främst från vad som kallas en protoplanetär ackretionsskivan, vanligen bilda parallell till stjärnans rotationsaxel.

Helium kommer från ordet helios, vilket betyder "sun." Den helium kärnan är ljusare än dess beståndsdelar--två protoner och neutroner som det bildas. Denna skillnad är känd som "massa defekt" och motsvarar den energi som frigörs i fusionsprocessen. Så i sitt graviditetslängd tillstånd en protostjärna lyser via gravitationell kollaps, punkt tills core trycket och temperaturen är bra nog för kärnfusion, vid vilken stjärna lyser genom kärnfusion reaktion.

Större stjärnor är mindre vanliga, men kan bilda på kortare tid, som av en kollision mellan ett flertal protostjärnor.