1. Huvudsekvensfas:
Stjärnor börjar sina liv på huvudsekvensen, en fas där de smälter samman väte till helium i sina kärnor. Under denna fas upprätthåller stjärnan en stabil jämvikt mellan gravitationskollaps och det yttre trycket som genereras av kärnfusion.
2. Utmattning av väte:
När en stjärna fortsätter att bränna väte i sin kärna, tar den slutligen ut sin vätgasförsörjning. Detta markerar slutet på huvudsekvensfasen.
3. Utbyggnad och kylning:
När vätet i kärnan är utarmat kan stjärnan inte längre upprätthålla samma nivå av kärnfusion. Som ett resultat drar kärnan ihop sig och värms upp, vilket gör att stjärnans yttre skikt expanderar och svalnar.
4. Röda jättefasen:
Stjärnan går nu in i den röda jättefasen. Under denna fas har den en relativt stor radie, en kall yttemperatur (vilket ger den ett rödaktigt utseende) och ett lysande utseende.
5. Core Collapse:
Medan stjärnans yttre skikt expanderar fortsätter kärnan att dra ihop sig och värmas upp. Denna ökning av temperatur och tryck leder så småningom till antändning av heliumfusion i kärnan.
6. Red Supergiant Phase (för massiva stjärnor):
För massiva stjärnor kan heliumfusionsprocessen leda till ytterligare expansion av stjärnans yttre skikt, vilket resulterar i att stjärnan blir en röd superjätte. Röda superjättar är ännu större och mer lysande än röda jättar.
7. Supernova eller planetarisk nebulosa:
Stjärnans öde efter den röda jätten eller röda superjättens fas beror på dess massa. Massiva stjärnor kan genomgå en supernova, där kärnan kollapsar och exploderar och skjuter ut enorma mängder material i rymden. Stjärnor med låg till medelmassa å andra sidan kan fälla sina yttre lager för att bilda en planetarisk nebulosa som avslöjar den heta kärnan, känd som en vit dvärg.
Så sammanfattningsvis blir en stjärna en jätte när den tömmer ut sitt vätebränsle i kärnan, vilket leder till en förändring i dess inre struktur, expansion av dess yttre lager och en minskning av yttemperaturen.
