Vi är skyldiga hela vår existens till solen. Men hur bildades de?
Stjärnor börjar som stora moln av kallt molekylärt väte och helium kvar från Big Bang. Dessa stora moln kan vara hundratals ljusår över och innehålla råmaterialet tusentals eller till och med miljoner gånger massan av vår sol. Förutom väte, sås dessa moln med tyngre element från stjärnorna som levde och dog för länge sedan. De hålls i balans mellan deras inre tyngdkraft och molekylernas utåttryck. Så småningom övervinner någon kick denna balans och får molnet att börja kollapsa.
Den sparken kan komma från en närliggande supernovaexplosion, kollision med ett annat gasmoln eller tryckvågen från en galaxs spiralarmar som passerar genom regionen. När molnet kollapsar bryter det i mindre och mindre klumpar tills det finns knutar med ungefär en stjärnas massa. När dessa regioner värms upp förhindrar de att ytterligare material faller inåt.
I mitten av dessa klumpar börjar materialet öka i värme och densitet. När det utåt tryck balanserar mot tyngdkraften som drar in den bildas en protostar. Vad som händer därefter beror på mängden material.
Vissa föremål samlar inte tillräckligt med massa för ständig tändning och blir bruna dvärgar - substellära objekt som inte är till skillnad från en riktigt stor Jupiter, som långsamt svalnar under miljarder år.
Om en stjärna har tillräckligt med material kan den generera tillräckligt med tryck och temperatur i sin kärna för att påbörja deuteriumfusion - en tyngre isotop av väte. Detta bromsar kollapsen och förbereder stjärnan att gå in i den verkliga huvudsekvensfasen. Detta är stadiet som vår egen sol är i och börjar när vätgasfusion börjar.
Om en protostar innehåller massan av vår sol, eller mindre, genomgår den en proton-proton-kedjereaktion för att omvandla väte till helium. Men om stjärnan har ungefär 1,3 gånger solens massa, genomgår den en kol-kväve-syre-cykel för att konvertera väte till helium. Hur länge denna nybildade stjärna kommer att pågå beror på dess massa och hur snabbt den konsumerar väte. Små röda dvärgstjärnor kan pågå hundratals miljarder år, medan stora superjättar kan konsumera sitt väte inom några miljoner år och detonera som supernovaer. Men hur exploderar stjärnor och fröer sina element runt universum? Det är ett annat avsnitt.
Vi har skrivit många artiklar om stjärnbildning på Space Magazine. Här är en artikel om stjärnbildning i Stora Magellanic Cloud och här är en annan om stjärnbildning i NGC 3576.
Vill du ha mer information om stjärnor? Här är Hubblesites nyhetsmeddelanden om stjärnor och mer information från NASA: s föreställ dig universum.
Vi har spelat in flera avsnitt av Astronomy Cast om stjärnor. Här är två som du kanske kan vara till hjälp: Avsnitt 12: Var kommer babystjärnor ifrån, och avsnitt 13: vart går stjärnorna när de dör?
Källa: NASA
Podcast (ljud): Ladda ner (Längd: 3:03 - 2.8 MB)
Prenumerera: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (video): Ladda ner (50,5 MB)
Prenumerera: Apple Podcasts | Android | RSS
