1. Kärnkollaps och heliumfusion:
* väteutarmning: Stjärnans kärna, där vätefusion har inträffat, slutar på vätebränsle. Utan det yttre trycket från fusion tar tyngdkraften över och kärnan börjar kollapsa.
* heliumtändning: Det enorma trycket och temperaturen i den kollapsande kärnan antändar heliumfusion och skapar kol och syre. Detta är en mycket kraftfullare process än vätefusion, vilket gör att stjärnan expanderar och svalnar.
2. Röd jättefas:
* expansion och kylning: Stjärnan expanderar dramatiskt och blir en röd jätte. Dess yttre lager sval, vilket ger det en rödaktig nyans. Stjärnan kan uppsluka planeterna i närheten.
* Variabel ljusstyrka: Röda jättar blir ofta instabila, pulserande och förändrar sin ljusstyrka över tid.
3. Evolution beroende på massa:
* lågmassa stjärnor (solliknande): Den röda jättefasen för stjärnor med låg massa är relativt kort. De tappar så småningom sina yttre lager och skapar en planetnebulor. Den återstående kärnan, nu en vit dvärg, svalnar långsamt under miljarder år.
* Mellanmassastjärnor: Mellanmassa-stjärnor upplever en mer komplex utveckling som genomgår flera fusionssteg, inklusive kolfusion och syrefusion. De blir så småningom en vit dvärg, en neutronstjärna eller ett svart hål, beroende på deras ursprungliga massa.
* högmassa stjärnor: Stjärnor med hög massa upplever ännu mer dramatiska förändringar, blir supergiants och exploderar så småningom i spektakulära supernova-evenemang. Dessa händelser är ansvariga för att skapa tunga element och sådd av universum med nya material.
Sammanfattning:
Nedbrytningen av väte i en stjärns kärna utlöser en serie händelser som leder till dess omvandling till en röd jätte. Stjärnans eventuella öde beror på dess ursprungliga massa. Stjärnor med låg massa blir vita dvärgar, mellanspårstjärnor blir olika typer av kompakta föremål och stjärnor med hög massa exploderar som supernovae.
