Stars er enorme baller av hydrogen og helium, som skinner av de samme kjernefysiske reaksjoner som strøm hydrogenbomber. The Sun rundt som jorda og de andre planetene går er en typisk middelaldrende stjerne. I kjernen hydrogen blir omdannet til helium med en hastighet på fire millioner tonn per sekund, noe som frigjør store mengder energi. Selv om dette høres en enorm figur, astronomer vet at det er nok av denne "kjernebrensel 'å drive Sun for ytterligere fem milliarder år.
Det har vært kjent en stund at stjerner dannes i stjernetåker - skyer av støv og gass - og noen av disse kan sees på nattehimmelen. For det blotte øye, vises den store Nebula i Orion som en del av den mektige jegeren sverd. Men mange stjernetåker er kaldt og mørkt, og kan ikke ses med selv de kraftigste optiske teleskoper
I 1983 en satellitt kalt IRAS -. Den infrarøde Astronomical Satellite - ble lansert. Det avslørt at mange stjernetåker strekker lenger enn de ser ut til i originale lys, de ytre områdene av støv og gass glødende på lengre infrarøde bølgelengder.
Støvet er en viktig ingrediens i starbirth, selv om det bare står for 0,1 prosent av materialet mellom stjernene i vår galakse. En del av den er laget av is, den inneholder iskrystaller, silisium og til og med organiske forbindelser, slik som formaldehyd. Men det meste av det er karbon i form av små støvkorn. Andre molekyler har blitt avslørt av radioteleskoper som kan, "tune inn" deres atom vibrasjoner.
Moment of starbirth
Støv og gass gradvis begynner å komme sammen under påvirkning av sin egen gravitasjon , hjulpet av andre prosesser som komprimerer gassen - for eksempel kollisjon med ekspanderende skall av materiale kastet ut av døende stjerner. Massive stjerner kan gjennomgå en enorm supernova eksplosjon, i hvilket mesteparten av materialet er å kaste ut i rommet, og legger sterkt til støv og gass som allerede er i nærheten, og ytterligere å komprimere gassen.
Til slutt, i regioner der tettheten av materialet er tilstrekkelig stor, kondenserer støv og gass i et stort virvlende konsentrasjon -. En proto-stjerners
proto-stjerners fortsetter å trekke seg sammen og som Det øker også den temperatur ved sitt senter øker. Jo mer massive proto-stjernen, jo høyere den sentrale temperatur. Noen proto-stjerner er så små at de aldri vil bli varm nok for kjernefysiske reaksjoner å begynne.
Men en proto-stjernen i tilstrekkelig masse vil, etter mange titalls tusen år, "gå kjernefysisk '