1. 거대한 분자 구름 : 여행은 거대한 분자 구름 (GMC)으로 알려진 광대하고 차갑고 밀도가 높은 가스 및 먼지 구름으로 시작합니다. 이 구름은 주로 수소와 헬륨으로 구성되며 미량의 무거운 원소가 있습니다.
2. 중력 붕괴 : GMC 내에는 중력이 더 강한 당기는 작은 더 밀도가 높은 영역이 존재합니다. 이 더 밀도가 높은 영역은 자신의 중력으로 무너지기 시작하여 주변 재료를 당깁니다. 붕괴가 진행됨에 따라 중력 전위 에너지를 열 에너지로 전환하여 붕괴 영역의 핵심이 가열됩니다.
3. 프로토 스타 형성 : 핵심이 더 뜨거워지고 밀도가 높아짐에 따라 프로토 스타가됩니다. 이것은 주변 구름에서 여전히 자료를 악화시키는 젊고 사전 시퀀스 스타입니다.
4. 핵 융합 점화 : Protostar가 계속 수축함에 따라 핵심 온도와 압력이 급격히 증가합니다. 결국, 핵심은 핵 융합이 시작될 수있을 정도로 뜨겁고 밀도가 높습니다. 이것은 수소 원자가 함께 융합하여 헬륨을 형성하여 엄청난 양의 에너지를 방출하는 시점입니다. 이 에너지는 추가 붕괴를 방지하고 별을 안정화시킵니다.
5. 주요 시퀀스 : 별은 이제 수소를 핵심에서 헬륨으로 융합시키는 안정적인 상태에 도달했습니다. 이것은 주요 시퀀스 단계로 알려져 있으며, 이는 별의 수명에서 가장 길고 안정적인 단계를 나타냅니다. 별의 크기, 온도 및 광도는이 단계에서 질량에 의해 결정됩니다.
주요 요인 :
* 질량 : 무너진 구름의 질량은 결과 별의 질량을 결정합니다. 더 거대한 별은 더 뜨겁고 밝고 수명이 짧습니다.
* 회전 : 붕괴 된 구름의 회전은 별의 디스크 형성에 영향을 줄 수 있으며, 이는 행성의 형성에 기여할 수 있습니다.
* 자기장 : 클라우드 내의 자기장은 붕괴 동안 재료의 흐름을 지시하는 데 역할을 할 수 있습니다.
요약하면, 주요 서열 별의 형성은 중력 붕괴, 온도와 압력 증가, 그리고 마지막으로 핵심 핵 융합의 점화 와정이다. . 이 과정은 중력에 의해 주도되며 질량에 따라 수백만 또는 수십억 년 동안 주요 시퀀스 단계에 남아있는 안정적인 별을 만듭니다.
