Bir yıldız, boş uzayda aniden parlamaz; soğuk ve yoğun bir gaz-toz bulutunun kütleçekim altında çökmesi, ısınması ve merkezde füzyonu başlatmasıyla doğar.
Moleküler bulutun çökmesi
Yıldız oluşumu çoğunlukla soğuk moleküler bulutların yoğun bölgelerinde başlar. Türbülans, yakın bir süpernova şoku veya bulut içindeki kütle dengesizliği bazı bölgelerin içe çökmesini tetikleyebilir.
Bulut parçalandıkça birden fazla ön yıldız oluşabilir. Bu nedenle yıldızlar sık sık kümeler ve çift ya da çoklu sistemler hâlinde doğar.
Ön yıldız ve disk
Çöken maddenin merkezi ısınır ve ön yıldız oluşur. Açısal momentum, çevrede dönen bir disk yaratır; gazın bir bölümü yıldız üzerine düşerken bir bölümü jetlerle dışarı atılabilir.
Bu disk aynı zamanda gezegen oluşumunun hammaddesidir. Her disk gezegen üretmek zorunda değildir, fakat genç yıldız çevrelerindeki diskler başka sistemlerin nasıl gelişebileceğini gösterir.
Füzyonun başlaması
Merkez sıcaklık ve basıncı yeterli düzeye ulaştığında hidrojen çekirdekleri birleşerek helyum üretir. Açığa çıkan enerji yıldızı dışarı doğru destekler; kütleçekimle basınç arasında görece kararlı denge kurulur.
Yıldızın kütlesi sıcaklığını, parlaklığını, ömrünü ve yaşam sonunda neye dönüşeceğini belirleyen ana etkendir. Büyük yıldızlar daha parlak ama daha kısa ömürlüdür.
Bu içerik hazırlanırken yararlanılan kaynaklar
Dış kaynaklar yalnızca olguları doğrulamak için kullanıldı; metin AnındaBul için sıfırdan yazıldı.