Zvezda: Razlika med redakcijama

Oblak je stabilen ker so molekule v njem preveč narazen, da bi jih lahko gravitacija približala. Ni še znano, katera [[sila]] bi stisnila oblak in ga preoblikovala v [[protozvezda|protozvezdo]]. Nekateri pravijo, da naj bi to povzročili udarni valovi supernov, ki so pred milijoni leti eksplodirale v naši zvezdni bližini. Podobno kakor [[zvok|zvočni]] valovi potujejo skozi [[zrak]] in tvorijo vozle (zgostitve) snovi, katerih jedra imajo večjo povprečno gostoto. Ko gostota doseže 100.000 atomov/cm<sup>3</sub>, gravitacijska sila prevlada, in to področje se začne sesedati v protozvezdo (vsako gosto jedro lahko kjerkoli tvori protozvezdo, ki jih je lahko od 10 do tisoč). Atomi pridobijo na [[hitrost]]i, ko padajo proti središču te zgostitve, kar povzroči, da se protozvezda segreva (vročina je določena kot gibanje delcev), in začne šibko svetiti v infrardečem delu spektra ter se začne [[vrtenje|vrteti]] okoli svoje [[os vrtenja|osi]] (kot se npr. vrti drsalec na ledu, ko k sebi potegne roke). Protozvezde lahko zaznamo v Bokovih globulah (Boc globule). V nekaterih protozvezdah, sesedanje prepreči le izvor energije; to so rjave pritlikavke, ki umirajo zelo počasi, v razponu nekaj 100 milijard let. Če je protozvezda dovolj masivna, z maso 1/10 Sončeve mase, se še naprej segreva zaradi gravitacijskega krčenja, dokler v njeni sredici temperatura ne doseže 15 milijonov °K, kar elektrone odstrani stran od njihovih atomov in ustvari plazmo. Sesedanje se nadaljuje in ko je hitrost atomskih jeder dovolj visoka, da prevlada nad gravitacijskim krčenjem, se pojavi jedrsko zlivanje vodika v helij: v nizu reakcij proton-proton ali z ogljik-dušik-kisikovim ciklom. Če se to zgodi, to da zadostno energijo, ki vzpostavi v zvezdi termično [[hidrostatično ravnovesje]], ki zaradi sproščenega sevanja še bolj segreje snov okoli protozvezde, to uravnovesi gravitacijo in sevalni tlak ter s tem prepreči, da bi se zvezda še naprej sesedala. Ko eneregija doseže zunanje plasti, začne oddaljati v medzvezdni prostor elektromagnetno sevanje, ki je poleg drugih stvari, svetloba, ki jo vidimo.

 

 

Nadaljni potek razvoja zvezde v največjem delu določa masa, ki jo je zvezda imela na začetku. Večja kot je masa ene zvezde, tem krajše je obdobje, ko potekajo jedrske reakcije. Najbolj masivne zvezde porabijo vse svoje razpoložljivo gorivo v nekaj 100.000 letih. Njihov izsev pri tem presega Sončev izsev za nekaj 10 krat do vsega nekaj milijonov izsevov Sonca. Sonce je v 5 milijardah letih porabilo približno polovico svojega goriva. Manj masivne rdeče pritlikavke se razvijajo še občutno počasneje. Ker je celotno Vesolje staro približno 14 milijard let, še ni nobena manj masivna zvezda zapustila glavnega niza (oziroma se napihnila in postala podorjakinja).