1。巨大な分子雲： 旅は、巨大な分子雲（GMC）として知られるガスとほこりの広大で寒く、密な雲から始まります。これらの雲は、主に水素とヘリウムで構成されており、微量の重い元素があります。
2。重力崩壊： GMC内には、重力がより強い引っ張りがある小さな密度の高い領域が存在します。これらの密度の高い領域は、自分の重力の下で崩壊し始め、周囲の材料を引き込みます。崩壊が進むにつれて、重力ポテンシャルエネルギーが熱エネルギーに変換されるため、崩壊領域の核は熱くなります。
3。プロトスタル層： コアがより熱くなり、より密度が高まると、それはプロトスタルになります。これは、周囲の雲からまだ材料を蓄積している若い前シーケンススターです。
4。核融合点火： プロトスタルが収縮し続けると、そのコアの温度と圧力は劇的に上昇します。最終的に、コアは核融合を開始するのに十分な高温で密集します。 これは、水素原子が融合してヘリウムを形成し、膨大な量のエネルギーを放出するポイントです。このエネルギーは、さらなる崩壊を防ぎ、星を安定させます。
5。メインシーケンス： 星は現在、安定した状態に達し、そこで水素をコアのヘリウムに融合しています。これはメインシーケンス段階として知られており、星の生涯で最も長くて最も安定した位相を表します。星のサイズ、温度、および光度は、この段階での質量によって決定されます。
重要な要因：
* 質量： 崩壊する雲の質量は、結果として生じる星の質量を決定します。より大きな星はより熱く、明るく、寿命が短くなります。
* 回転： 崩壊する雲の回転は、星の形成に影響を与える可能性があり、惑星の形成に寄与する可能性があります。
* 磁場： クラウド内の磁場は、崩壊中に材料の流れを向ける上で役割を果たすことができます。
要約すると、メインシーケンススターの形成は、重力崩壊、温度と圧力の上昇、そして最後にコアでの核融合の点火のプロセスです。 このプロセスは重力によって駆動され、その結果、その質量に応じて、数百万または数十億年にわたってメインシーケンスフェーズに残る安定した星になります。
