Kurze Antwort: Gravitationspotentialenergie wird in Wärme umgewandelt.

Betrachten wir als Beispiel die Sonne. Seine Masse ist$M_\odot = 2.0\times10^{30}\ \mathrm{kg}$und sein Radius ist$R_\odot = 7.0\times10^8\ \mathrm{m}$. Wenn seine Dichte einheitlich wäre, wäre es seine Gravitationsbindungsenergie

Woher kam die Sonne? So etwas wie eine riesige Molekülwolke mit einer Dichte von$2\times10^{-15}\ \mathrm{kg/m^3}$. Die Masse der Sonne hätte sich also über etwa einen Kugelradius ausgedehnt$6\times10^{14}\ \mathrm{m}$, für eine Gravitationsbindungsenergie von

Alle der$2.3\times10^{41}\ \mathrm{J}$musste irgendwo hin, und der einzige Ort, an dem Energie abgegeben werden kann, ist Wärme. Die Gaspartikel gewinnen an Geschwindigkeit, wenn sie in den Potentialtopf fallen , aber sie verlieren diese Geschwindigkeit nicht, weil sie nie wieder aus dem Topf heraussteigen.

Unabhängig davon, ob die Erwärmung isobar oder isochor oder irgendwo dazwischen ist, ist die Wärmekapazität von einatomigem Gas etwa doppelt so hoch wie die ideale Gaskonstante oder$8.3\times10^3\ \mathrm{J\,K^{-1}\,kg^{-1}}$. Bei dieser Menge, um alle zu erhitzen$M_\odot$durch die Durchschnittstemperatur der Sonne (z$10^7\ \mathrm{K}$, irgendwo zwischen Kern- und Oberflächentemperatur), bräuchten Sie ca$1.7\times10^{41}\ \mathrm{J}$von Energie. Durch den Gravitationskollaps wird genug Energie freigesetzt, um die Sonne auf ihre aktuelle Temperatur zu erwärmen. Sie können eine detailliertere Analyse durchführen, indem Sie berücksichtigen, wie viel Abkühlung während des Kollapses auftritt, aber die steile Temperaturabhängigkeit des Stephan-Boltzmann-Gesetzes macht es schwierig, Wärme an den Weltraum abzugeben, bis das Objekt bereits heiß ist. Ich vernachlässige auch einen Faktor von$2$das kommt von der Aufteilung der Energie zwischen dem Erhitzen des Gases und dem Komprimieren.

Sobald das Material so heiß ist, leuchtet es einfach wie jeder Schwarzkörperstrahler . Die an den Weltraum verlorene Energie wird durch Kernfusion im Kern wieder aufgefüllt. Tatsächlich wirkt die Fusion als Regulator: Zu viel davon und der Stern dehnt sich aus und kühlt ab, wodurch die Fusion verlangsamt wird; zu wenig und der Stern kollabiert weiter, erwärmt sich mehr und erhöht die Fusionsrate.

Zusammenfassend liefert der Gravitationskollaps die Anfangsenergie, um einen Stern zu erhitzen. Wenn es diese Energiequelle aufbraucht, beginnt es, die Fusion anzuzapfen. Letztendlich erreicht es ein Gleichgewicht, in dem die durch die Fusion erzeugte Energie durch die in den Weltraum abgestrahlte Energie ausgeglichen wird.

Ich werde nicht versuchen, Chris Whites vollkommen gute Antwort an sich zu reißen - aber füllen Sie einfach einige Details aus und beantworten Sie die Bearbeitung.

Bei einem Stern wie der Sonne verläuft der Kollaps in 4 Grundstadien, von denen jeder etwa 10-mal so lange dauert wie der vorherige.

1. Pseudokugelförmiger Kollaps der Wolke – nicht weit entfernt von einer Zeitskala des freien Falls, die oft als wenige bezeichnet wird$10^4$Jahre.

2. Klasse-I-Phase. Zentraler Protostern akkretiert von einer Scheibe, die von der umgebenden Hülle gespeist wird - ein paar$10^5$Jahren (für einen Stern wie die Sonne). Der größte Teil der Masse des Sterns wird in den Phasen 1 und 2 aufgebaut.

3. Klasse-II-Phase. Die Hülle wird aufgelöst, die Akkretion über eine Scheibe setzt sich für einige Millionen Jahre auf dem zentralen Protostern fort (wiederum für einen Stern wie die Sonne). Der Protostern hätte an diesem Punkt typischerweise das 2-5-fache seines Hauptreihenradius.

4. Scheibenloser Stern der Klasse III. Die Massenakkretion hat fast aufgehört und der Stern zieht sich auf der "Kelvin-Helmholtz-Zeitskala" zusammen - im Grunde seine potenzielle Gravitationsenergie dividiert durch seine Leuchtkraft. Dies ist der längste Zeitschritt und massenabhängig. Für einen Stern wie die Sonne sind es etwa 10 Millionen Jahre, für einen M-Zwerg jedoch 100 Millionen Jahre. Umgekehrt passiert alles darüber viel schneller für massereichere Sterne, wo der Beginn des Kollapses bis zur Zündung einige Zeit dauern könnte$10^5$Jahre insgesamt.

Ein Stern ist weder „flammend“ noch „Feuer“ in dem Sinne, wie wir diese Worte für Dinge auf der Erde verwenden. Es ist nur ein großer, heißer Ball aus ionisiertem Gas.

Das einzige, was "mit" passiert, ist, dass es heißer und dichter wird. Irgendwann steigt die Temperatur hoch genug, um das Gas zu ionisieren. Noch später wird eine Fusion mit nicht verschwindenden Raten möglich.

Die Energie für die Erwärmung kommt aus der Schwerkraft, und wie viel wird durch das Virialtheorem gut beschrieben .

Der Protostern schrumpft und erwärmt sich weiter, bis die durch die Fusion erzeugte Energie der durch die Strahlung von der Oberfläche verlorenen Energie entspricht. An diesem Punkt befindet sich das System im Gleichgewicht und hört auf zu kollabieren.

Die Antwort ist eigentlich ganz einfach. Elektronen, Protonen und Neutronen und andere subatomare Teilchen existieren nicht in dem Grad an Nähe, in den sie ein kollabierender Start gezwungen hat. Die massive Gravitationskraft überwindet die Gleichgewichtskräfte, die in der Materie in ihrem "normalen" Zustand existieren ("normal" bezieht sich hier auf den Zustand der Gas-/Staubwolke, bevor die Gravitationskraft Sternkompressionsniveaus erreicht).

Die gravitationsbedingte Kompression muss irgendwohin gehen, damit die Temperatur des kollabierenden Körpers steigt. Jeder, der schon einmal einen Fahrradreifen mit einer Handpumpe aufgepumpt hat, hat Erfahrungen mit dem Gaskompressionsanalog der Molekularkompression gemacht.

Mit steigender Temperatur nimmt natürlich auch die Abstrahlung elektromagnetischer Energie zu, aber nicht schnell genug, um den Stern abzukühlen.

Für diese Antwort benötigen Sie keine Gleichungen und Durchmesser- / Massenstatistiken - diese sprechen für das Ausmaß des Effekts, der nicht wirklich die Frage des OP ist