Redigerer Stjernedannelse (avsnitt)

== Teorien bak stjernedannelse ==
Ifølge de nåværende teoretiske modellene finnes det først og fremt to måter en stjerne kan dannes på. Den første kalles «spontan stjernedannelse» der tette deler av interstellare [[molekylsky]]er blir ustabile, begynner å deles opp og [[gravitasjonskollaps|kollapser]]. Den andre måten er såkalt «utløst stjernedannelse» hvor sjokkbølger fra [[supernova]]eksplosjoner eller andre kraftige astronomiske prosesser utløser stjernedannelsen i en [[stjernetåke|tåke]]. Deler av den gravitasjonelle energien som forsvinner i prosessen stråles ut som [[infrarød stråling|infrarødt lys]] og øker temperaturen i objektet. [[Akkresjon]] av materie skjer delvis i form av en [[akkresjonsskive]].

Når tettheten og temperaturen er tilstrekkelig høy startet [[Kjernefysisk fusjon|fusjonen]] av [[deuterium]]. Det høye [[strålingstrykk]]et fra denne reaksjonen bremser gravitasjonskollapsen, men stopper den ikke. Materie fra skyen fortsetter å «regne ned» på [[protostjerne]]n. I dette tilfellet dannes den bi-polare strømmen, sannsynligvis en effekt av [[bevegelsesmengde]]n til det nedfallende materiet. Til slutt begynner fusjonen av [[hydrogen]] i protostjernens sentrum, og store deler av det gjenværende omkringliggende materiet blåses bort.

Protostjernen følger [[Hayashi-sporet]] i [[Hertzsprung-Russell-diagram]]et.<ref>{{Cite journal |author = C. Hayashi|title = Stellar evolution in early phases of gravitational contraction|journal = Publications of the Astronomical Society of Japan|date = 1961|volume = 13|pages = 450–452|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1961PASJ...13..450H}}</ref> Sammentrekningen fortsetter frem til [[Hayashi-grensen]] hvor den senere fortsetter på en [[Kelvin-Helmholtz-mekanismen|Kelvin-Helmholtz-tidsskala]] med konstant temperatur. Stjerner med mindre enn 0,5&nbsp;[[solmasse]]r blir deretter en del av [[Hovedserien (astronomi)|hovedserien]]. Større protostjerner vil etter Hayashi-sporet fotsette langs [[Henyey-sporet]] med en langsommere kollaps nær [[hydrostatisk likevekt]].<ref>{{Cite journal |author = L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levée|title = The Early Phases of Stellar Evolution|journal = Publications of the Astronomical Society of the Pacific|date = 1955|volume = 67|issue = 396|pages = 154|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1955PASP...67..154H|doi = 10.1086/126791}}</ref>

Stegene i denne prosessen er godt definert for stjerner med ca. en solmasse eller mindre. For stjerner med større masser er tidsskalaen for disse hendelsene mye kortere sammenlignet med andre hendelser i stjernens utvikling og ganske vanskelige å definere.