Jelaskan Tokokan bintang dari Tokokan (astrofizik) dalam bahasa melayu

Bintang dianggap terbentuk di dalam awan gergasi molekul hidrogen sejuk—awan molekul gergasi secara kasar berdiameter  dan . Lebih berjuta-juta tahun, awan molekul gergasi terdedah kepada runtuhan dan pemecahan. Serpihan ini kemudian membentuk teras padat  kecil yang seterusnya runtuh ke dalam bintang. Teras mempunyai julat jisim dalam pecahan beberapa kali ganda daripada Matahari dan dipanggil nebula protonajam (protosuria). Mereka mempunyai diameter  dan ketumpatan bilangan zarah lebih kurang 10,000 ke 100,000/cm3. Bandingkan dengan ketumpatan bilangan zarah udara di paras laut—2.8x1019/cm3.

Runtuhan awal nebula protonajam berjisim suria mengambil masa lebih kurang 100,000 tahun. Setiap nebula bermula dengan jumlah momentum sudut yang tertentu. Gas di bahagian tengah nebula, dengan momentum sudut yang rendah, mengalami mampatan cepat dan membentuk teras hidrostatik panas (bukan menguncup) yang mengandungi sebahagian kecil daripada jisim nebula asal. Teras ini membentuk benih apa yang akan menjadi bintang. Apabila runtuhan masih berterusan, keabadian momentum sudut menetapkan bahawa putaran lapisan luar yang jatuh semakin cepat, yang akhirnya membentuk cakera.

Ketika bahan runtuh dari cakera masih berterusan, lapisan sampul akhirnya menjadi nipis dan telus dan objek najam muda (YSO) menjadi boleh diperhatikan, pada mulanya dalam cahaya inframerah jauh dan kemudian dalam cahaya tampak. Pada masa ini protobintang mula melakur deuterium. Jika protobintang adalah cukup besar (di atas ), pelakuran hidrogen akan turut serta. Jika tidak, jika jisimnya adalah terlalu rendah, objek itu menjadi kerdil perang. Kelahiran bintang baru ini berlaku kira-kira 100,000 tahun selepas keruntuhan bermula. Objek pada peringkat ini dikenali sebagai protobintang Kelas I, yang juga dipanggil bintang T Tauri muda, protobintang yang sudah berkembang, atau objek najam muda. Pada masa ini, bintang yang terbentuk telah ditokok lebih daripada jisimnya; jumlah jisim sampul cakera dan selebihnya tidak melebihi 10–20% daripada jisim pusat YSO.

Pada peringkat seterusnya, sampul hilang sepenuhnya, setelah dikumpulkan oleh cakera, dan protobintang menjadi bintang T Tauri klasik. Yang kemudian mempunyai cakera tokokan dan terus menokok gas panas, yang ditunjukkan oleh oleh garis-garis pancaran kuat dalam spektrum mereka. Yang sebelum tidak mempunyai cakera tokokan. Bintang T Tauri klasik berkembang menjadi bintang T Tauri dengan garis lemah. Ini berlaku selepas kira-kira 1 juta tahun. Jisim cakera di sekitar bintang T Tauri klasik is about 1–3% jisim najam, dan ia ditokok pada kadar 10−7 ke  setiap tahun. Sepasang jet dwikutub biasanya hadir juga. Tokokan ini menerangkan semua sifat-sifat ganjil bintang T Tauri klasik: fluks kuat dalam garis pancaran (sehingga 100% daripada kilauan intrinsik bintang), aktiviti magnet, kebolehubahan fotometri dan jet. Garis pancaran sebenarnya terbentuk apabila gas yang ditokok mengena "permukaan" bintang, yang berlaku di sekeliling kutub magnet. Jet adalah hasil sampingan tokokan: mereka mengangkut momentum sudut berlebihan. Peringkat T Tauri klasik berlangsung kira-kira 10 juta tahun. Cakera akhirnya hilang disebabkan oleh tokokan ke atas bintang tengah, pembentukan planet, lentingan oleh jet, dan foto penyejatan oleh radiasi ultralembayung daripada bintang tengah dan bintang berdekatan. Hasilnya, bintang muda menjadi bintang T Tauri garis lemah, yang, lebih ratusan juta tahun, berkembang menjadi bintang seperti Matahari biasa, bergantung kepada jisim awal.