Voici une ventilation:
Stades précoces:
* Core pré-stellaire: Un nuage de gaz et de poussière dense et froid s'effondre sous sa propre gravité. Cette étape est très longue et durable des millions d'années.
* Formation de protostar: À mesure que le noyau s'effondre, il se réchauffe et devient un protostar. Ceci est marqué par l'émission du rayonnement infrarouge.
Formation d'étoile de séquence principale:
* Équilibre hydrostatique: Finalement, le noyau devient suffisamment chaud et dense pour que la fusion nucléaire commence. C'est le point où la pression extérieure de la fusion équilibre l'attraction vers l'intérieur de la gravité. C'est le point critique où la protostar devient une étoile de séquence principale .
* stabilité: L'étoile brûle désormais l'hydrogène en hélium dans son noyau, libérant une énergie qui maintient l'étoile stable.
Remarques importantes:
* Chronologie des variables: Le temps exact nécessaire à un protostar pour devenir une étoile de séquence principale dépend de sa masse initiale. Les étoiles massives se forment beaucoup plus rapidement que les petites étoiles.
* "stable" est relatif: Bien qu'une étoile de séquence principale soit considérée comme stable par rapport à une protostar, elle subit toujours une évolution sur des millions ou des milliards d'années. Les étoiles changent à mesure qu'elles vieillissent, brûlent leur carburant et finissent par évoluer en géants ou même exploser sous forme de supernovae.
Takeaway clé: Un protostar devient "stable" lorsqu'il atteint l'équilibre hydrostatique, où la pression extérieure de la fusion nucléaire équilibre l'attraction vers l'intérieur de la gravité. Cela marque la transition d'un protostar à une étoile de séquence principale.
