המנגנון הרגיל של היווצרות כוכב הוא קריסה כבידתית של ענן בין כוכבי המכיל גז ואבק. כשהענן מתכווץ הוא מתחמם כתוצאה משחרור של אנרגיה פוטנציאלית כבידתית. לחץ תרמי מאט את ההתכווצות, אך בתחילת התהליך התכווצות הגז במהירות מקרינה החוצה הרבה אנרגיה ומקררת את הענן, הליך המאפשר לקריסה להמשיך. בסופו של דבר, האזור המרכזי הופך להיות צפוף מספיק כדי ללכוד את קרינת החום. כתוצאה מכך, הטמפרטורה והצפיפות של מרכז הענן הקורס גדלים באופן דרמטי וההתכווצות מואטת, עד שתנאי החום והצפיפות מספיקים בשביל התרחשות של תגובות תרמו גרעיניות בליבת הכוכב המתהווה. ברוב הכוכבים, לחץ הגז והקרינה שנוצרים על ידי ההיתוך הגרעיני בליבת הכוכב תומכים בו כנגד הקריסה הכבידתית. שיווי משקל הידרוסטטי מושג והכוכב מבלה את רוב חייו בהתכת מימן להליום ככוכב סדרה ראשית.
אולם אם המסה של הכוכב המתהווה קטנה מ-0.084 מסות שמש (פחות או יותר, תלוי בהרכבו הכימי של הכוכב), היתוך גרעיני של מימן לא ניצת בליבת הכוכב. הקריסה הכבידתית לא מחממת את הכוכב מספיק, ולפני שהטמפרטורה גדלה מספיק כדי לגרום להיתוך מימן, הצפיפות מגיעה לנקודה שהאלקטרונים צפופים מספיק כדי ליצור לחץ ניוון אלקטרונים (כמו בננס לבן). התכווצות נוספת נמנעת והתוצאה היא ננס חום שמתקרר על ידי הקרנת האנרגיה התרמית החוצה.
על פי המודלים של ננסים חומים, תנאים טיפוסיים בליבת הכוכב עבור צפיפות, טמפרטורה ולחץ צפויים להיות כדלהלן:
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה