Stjerner er enorme kugler af brint og helium, som shine af de samme kernereaktioner at magten brintbomber. Solen, hvorom Jorden og andre planeter kredser er en typisk midaldrende stjerne. I sin kerne hydrogen bliver omdannet til helium ved en hastighed på fire millioner tons per sekund, hvilket frigiver store mængder energi. Selvom dette lyder en enorm figur, astronomer, at der er nok af dette 'nukleart brændsel "til magten Solen i yderligere fem milliarder år.
Det har været kendt i nogen tid, at stjerner dannes i stjernetåger - skyer af støv og gas - hvoraf nogle kan ses på nattehimlen. Med det blotte øje, den Store Nebula i Orion vises som en del af den mægtige jægerens sværd. Men mange stjernetåger er kolde og mørke og kan ikke ses med selv de mest kraftfulde optiske teleskoper
I 1983 en satellit kaldet IRAS -. Den infrarøde Astronomical Satellite - blev lanceret. Det afslørede, at mange tåger strække sig længere end de ser ud til i original lys, de ydre regioner af støv og gas glødende på de længere infrarøde bølgelængder.
Støvet er en afgørende ingrediens i starbirth, selvom det kun tegner sig for 0,1 procent af materialet mellem stjernerne i vores galakse. Noget af det er lavet af is, det indeholder iskrystaller, silicium og endda organiske forbindelser, såsom formaldehyd. Men det meste af det er kulstof i form af små støvkorn. Andre molekyler er blevet afsløret ved radioteleskoper, der kan, "tune ind" deres atomare vibrationer.
Moment of starbirth
støv og gas gradvist begynder at komme sammen under indflydelse af sin egen tyngdekraft , hjulpet af andre processer, der komprimerer gassen - såsom kollision med de ekspanderende skaller af materiale kastet ud ved at dø stjerner. Massive stjerner kan undergå en enorm supernova eksplosion, hvor det meste af deres materiale er at smide ud i rummet, tilføjer i høj grad til støv og gas allerede i nærheden, og yderligere at komprimere gassen.
Til sidst, i regioner, hvor tætheden af materialet er tilstrækkeligt stor, støv og gas kondenserer ind i en stor hvirvlende koncentration -. Et proto-stjerne
proto-stjerne fortsætter med at trække sig sammen og som det gør så temperaturen i midten stiger. Jo mere massive proto-stjerne, desto højere er dens centrale temperatur. Nogle proto-stjerner er så små, at de aldrig bliver varm nok til kernereaktioner til at begynde.
Men en proto-stjerne i tilstrækkelig masse vil, efter mange titusinder af tusinde af år, 'go nuklea