1. Vätefusion:
* Tidigt liv: Unga stjärnor smälter väte i helium i sin kärna och släpper enorm energi. Detta yttre tryck balanserar tyngdkraften och håller stjärnan stabil.
* Bränsleutarmning: När vätebränsle tappar, kontrakterar kärnan under tyngdkraften. Denna sammandragning ökar kärnens temperatur och tryck.
2. Heliumfusion:
* tändning: Den stigande temperaturen tänder så småningom heliumfusion och producerar tyngre element som kol och syre. Denna process släpper ännu mer energi än vätefusion.
* expansion: Den ökade energiproduktionen skjuter de yttre skikten på stjärnan utåt, vilket får den att expandera avsevärt. Det är därför stjärnor kommer in i en röd jätte fas.
3. Instabilitet:
* skalförbränning: När kärnan tar slut på helium börjar vätefusion i ett skal som omger kärnan. Detta skapar ett ytterligare yttre tryck, vilket får stjärnan att expandera ännu mer.
* pulscykler: Dessa skalförbränningsfaser kan vara instabila, vilket leder till perioder med expansion och sammandragning, vilket ofta producerar pulserande variabla stjärnor.
4. Stjärnans öde:
* Mass bestämmer resultatet: Stjärnans ultimata öde beror på dess ursprungliga massa.
* lågmassa stjärnor: Liksom vår sol kommer så småningom att bli en vit dvärg, en tät, jordstor rest.
* Mellanmassastjärnor: Kommer att bli en röd jätte och så småningom tappa sina yttre lager i en planetarisk nebula och lämna en vit dvärg.
* högmassa stjärnor: Kommer att genomgå en supernova -explosion och lämnar en neutronstjärna eller ett svart hål.
I huvudsak är utvidgningen av en stjärna en konsekvens av dess kamp för att upprätthålla jämvikt mellan tyngdkraften som drar inåt och det yttre trycket som genereras av kärnfusion i dess kärna. När stjärnan åldras och dess kärna genomgår förändras, förändras balansen, vilket leder till expansion.
