Stjärnor är enorma bollar av väte och helium, som lysa med samma kärnreaktioner som strömvätebomber. Solen kring vilken jorden och andra planeter kretsar är en typisk medelålders stjärna. Kärnan väte omvandlas till helium vid en hastighet av fyra miljoner ton per sekund, som frigör stora mängder energi. Även om detta låter en enorm siffra, astronomer vet att det finns nog av detta "kärnbränsle" att driva Sun i ytterligare fem miljarder år. Det har varit känt en tid att stjärnor bildas i nebulosor - moln av stoft och gas - av vilka en del kan ses på natthimlen.
För blotta ögat, den stora Nebula i Orion visas som en del av den mäktiga jägarens svärd. Men många nebulosor är kalla och mörka och kan inte ses med även de mest kraftfulla optiska teleskop Omdömen
1983 en satellit som kallas IRAS -. Den infraröda astronomisk satellit - lanserades. Det visade sig att många nebulosor sträcker sig längre än de verkar i original ljus, de yttre områdena av stoft och gas glödande på längre infraröda våglängder. Dammet är en viktig ingrediens i starbirth, trots att den endast står för 0,1 procent av materialet mellan stjärnorna i vår galax.
En del av den är gjord av is, det innehåller iskristaller, kisel och även organiska föreningar, såsom formaldehyd. Men det mesta är kol i form av små stoftkorn. Andra molekyler har avslöjats av radioteleskop som kan "ställa in" sina atom vibrationer. Omdömen
Moment of starbirth Omdömen
stoft och gas börjar gradvis att komma samman under inverkan av sin egen gravitation , med hjälp av andra processer som komprimerar gasen - såsom kollision med expanderande skal av material som kastas bort genom att dö stjärnor.
Massiva stjärnor kan genomgå en enorm supernovaexplosion, där de flesta av deras material är kasta bort i rymden, lägga i hög grad till stoft och gas redan i närheten, och ytterligare komprimera gasen. Till slut, i regioner där densiteten av materialet är tillräckligt stor, stoft och gas kondenseras till en stor virvlande koncentration - a. Proto-stjärna Omdömen
Omdömen
proto-stjärnan fortsätter att dra ihop sig och som den gör så att temperaturen vid dess centrum ökar. Den mer massiv proto-stjärna, desto högre är dess centrala temperatur.
Vissa proto-stjärnor är så små att de aldrig kommer att bli tillräckligt varma för kärnreaktioner för att börja. Men en proto-stjärna tillräcklig massa kommer efter många tiotals tusen år, "gå kärnkraft" (börjar lysa), när det centrala temperaturen når tio miljoner gra