Huvudsekvenslivsliv:
* vätefusion: Stjärnor på huvudsekvensen tillbringar majoriteten av sina liv smälter väte i helium i deras kärna. Denna process genererar energi som skapar yttre tryck och motverkar tyngdkraftsdraget. Denna balans är det som definierar en stjärns stabila tillstånd.
* stabilt tillstånd: Stjärnan upprätthåller en jämn storlek, temperatur och ljusstyrka.
Lämna huvudsekvensen:
* väteutarmning: Så småningom tappas vätebränslet i kärnan. Detta utlöser en kedjereaktion som leder stjärnan från huvudsekvensen:
* kärnkontraktion: Utan det yttre trycket av vätefusion drar tyngdkraften kärnan inåt, vilket får den att värmas upp.
* skalförbränning: Den intensiva värmen från den upphandlande kärnan får ett skal som omger kärnan att antändas och smälta väte i helium. Denna process kallas skalförbränning.
* expansion och kylning: Den ökade energiproduktionen från skalförbränning får stjärnans yttre lager att expandera och svalna. Stjärnan blir en röd jätte eller supergigant, beroende på dess ursprungliga massa.
Vad händer nästa:
* Stjärnens utveckling efter att ha lämnat huvudsekvensen beror på dess ursprungliga massa.
* lågmassa stjärnor: De blir röda jättar, så småningom tappar sina yttre lager för att bilda planetariska nebulor och lämnar en vit dvärg.
* Mellanmassastjärnor: De genomgår en serie fusionsprocesser och skapar tyngre element som kol och syre. Så småningom blir de röda supergiants och kollapsar i neutronstjärnor eller svarta hål.
* massiva stjärnor: De genomgår en mycket mer dramatisk utveckling och smälter snabbt tyngre element tills de exploderar som supernovae.
Sammanfattningsvis:
En stjärna lämnar huvudsekvensen eftersom den går tom för vätebränsle i kärnan. Detta utlöser en serie förändringar, inklusive kärnkontraktion, skalförbränning, expansion och kylning. Stjärnens framtida utveckling beror på dess ursprungliga massa, vilket leder till olika resultat som vita dvärgar, neutronstjärnor, svarta hål eller supernovae.
