Protogwiazda: Różnice pomiędzy wersjami

Zagęszczanie się obłoku prowadzi do zmniejszenia przeźroczystości obłoku i wzrostu jego temperatury. Wzrost temperatury i gęstości zmniejsza przeźroczystość obłoku. ''Zmętnienie'' obłoku sprawia, że energia uwalniająca się w wyniku zapadania w gęstych rdzeniach nie może być z nich wypromieniowana, przemiana gazowa zmienia się w [[przemiana adiabatyczna|adiabatyczną]]. Cząsteczki wodoru mają 5 stopni swobody, dlatego [[wykładnik adiabaty]] jest równy 7/5, a temperatura jest proporcjonalna do gęstości w potędze (5+2)/5-1 = 0,4, te właściwości wodoru cząsteczkowego sprawiają, że jądro kondensacji przeciwstawia się dość skutecznie zagęszczaniu. Gdy gęstość osiągnie 10¹³ – 10¹⁴ cząstek na cm³, wówczas temperatura osiąga 100 – 200 K, warunki te zmniejszają szybkość zapadania, w wyniku tego powstaje układ zwany '''[[pierwsze stabilne jądro|pierwszym stabilnym jądrem]]'''<ref name = file3/>. Orientacyjne parametry jądra, z którego utworzy się gwiazda o masie Słońca, wynoszą: średnica – 5 [[Jednostka astronomiczna|AU]], masa – 5% końcowej masy, a gęstość – 1* 10^-10 g cm^-3{{odn|Tan (12)|s=2}}.

Kolejne składniki wzoru to energia grawitacji, energia jonizacji ('''''E_i'''''), energia wypromieniowana przez obłok ('''''L''''' - jasność, '''''t''''' - czas). Z powyższej zależności, pomijając energię wypromieniowaną ('''''Lt''''') przez protogwiazdę, można oszacować maksymalny promień protogwiazdy po jonizacji gazów: