Voici pourquoi:
* Fusion d'hydrogène: À cette température, l'énergie thermique est suffisante pour surmonter la répulsion électrostatique entre les noyaux d'hydrogène (protons). Cela leur permet de fusionner pour former de l'hélium, libérant une énorme quantité d'énergie dans le processus. Ceci est connu sous le nom de Fusion d'hydrogène .
* Pression et gravité centrale: Ce processus de fusion génère une pression extérieure qui contrecarre l'attraction vers l'intérieur de la gravité. Cela crée un équilibre stable dans l'étoile.
Il est important de noter que:
* La masse est cruciale: La température et la pression exactes nécessaires à la fusion d'hydrogène varient légèrement en fonction de la masse de l'étoile. Des étoiles plus massives atteignent ces conditions plus rapidement et brûlent leur carburant plus rapidement.
* Étape évolutive: Cela marque le début de la phase de séquence principale de la vie d'une étoile, où elle fusionne principalement l'hydrogène en hélium.
Ainsi, alors que la température et la pression spécifiques varient, c'est le point où la fusion d'hydrogène s'enflamme qui marque le début de la nucléosynthèse stellaire et la naissance d'une étoile telle que nous la connaissons.
