نجم أولي: الفرق بين النسختين

كشف الرصد أن السحابة الجزئية العملاقة تكون في حالة [[نظرية فيريال|توازن فيريال]] (حيث تكون [[ الجاذبية]] في توازن مع [[الضغط|الضغط الحراري ]] في السحابة الجزيئية بما فيها من ضغط غبار . فالضغط الحراري له تأثير كبير في مقاومة التقلص الناشيء عن الجاذبية في نوى النجوم الأولية ويعادل قوة الججاذبية وبذلك يتشكل حجم النجم. فالضغط الحراري يحاول توسيع النجم والجاذبية تحاول تقليصه . كما يلعب الضغط المغناطيسي و الاضطراب و الدواران دورا في ذلك. أي اضطراب في السحابة يمكن أن تخلخل حالة التوازن. وكمثال على الاضطرابات الكونية حدوث [[موجه تصادمية|موجات تصادمية]] ناتجة عن انفجارات [[مستعر أعظم]] بالقرب من النجم أو حدوث [[نظرية موجة الكثافة|أمواج حلزونية كثيفة]] داخل المجرة نفسها أو اقتراب أو اصتدام مع سحابة أخرى. تلك العوامل تعمل على تقليص حجم النجم وزيادة كثافته وارتفاع درجة الحرارة في قلبه إلى أن يبدأ فيه [[اندماج نووي|إندماج الهيدروجين]] ويـُصدر ضوئه . تصنف تلك المرحلة طبقا لتصنيف [[نجم تي الثور]] ، حيث يمر نجم نشأ تبلغ كتلته بين 07و0 و 3 [[كتلة شمسية]] بتلك المرحلة من عمره.خلال تلك المرحلة يكون النجم النشأ نشطا ويكون ضياؤه شديدا ، أشد من ضوء نجوم أكبر منه ولكن أكبر عمرا. ثم يبدأ اندماج الهيدروجين في قلب النجم ويتحول إلى [[هيليوم]] عندما تصل درجة حرارة قلب النجم إلى نحو 3 مليون درجة مئوية . ويعمل ضغط الإشعاع الناتج من اندماج الهيدروجين على معادلة قوي الجاذبية ويستقر حجم النجم. بذلك تتم ولادةالمرحلة التمهيدية لولادة النجم ويبدأ مرحلة جديدة من عمره طبقا [[النسق الأساسي|لنجوم النسق الأساسي]].ا