stjärnor med låg massa (som vår sol):
* Huvudsekvens: Den längsta fasen i en lågmassstjärns liv. De smälter väte i helium i sina kärnor och brinner stadigt i miljarder år. Detta är den stabila fasen vi ser de flesta stjärnor i.
* röd jätte: Efter att vätebränsle rinner ut kontrakterar kärnan och värms upp. Detta får de yttre skikten i stjärnan att expandera och svalna och bildar en röd jätte. Stjärnan blir större och svalare och dess ljusstyrka ökar.
* helium blixt: I kärnan i en röd jätte börjar Helium smälta in i kol i en snabb och våldsam händelse som kallas Helium Flash. Detta släpper en enorm mängd energi, men den finns i kärnan och påverkar inte stjärnans yttre utseende väsentligt.
* horisontell gren: Stjärnan slår sig in i en fas där den smälter helium i kol i sin kärna. Det är nu mindre och varmare än det var som en röd jätte.
* Asymptotic Giant Branch (AGB): När heliumbränsle minskar, expanderar stjärnan igen och blir ännu större och svalare och bildar en AGB -stjärna. Kärnan samarbetar och värmer upp, utlöser sammansmältning av tyngre element, som kol och syre, i en serie skalliknande lager runt kärnan.
* Planetary Nebula: Så småningom utvisas de yttre skikten av stjärnan ut i rymden, vilket skapar ett färgstark, expanderande skal av gas som kallas en planetnebula (även om det inte har något att göra med planeter).
* vit dvärg: Kärnan i stjärnan, som nu huvudsakligen består av kol och syre, lämnas kvar som en tät, varm och mycket liten vit dvärg. Vita dvärgar svalnar långsamt under miljarder år.
högmassa stjärnor (mycket större än vår sol):
* Huvudsekvens: De förbränner mycket varmare och snabbare än stjärnor med låg massa och smälter väte i helium med en betydligt högre hastighet. Deras huvudsekvensfas är mycket kortare, varaktiga miljoner år.
* Supergiant: När vätebränsle rinner ut expanderar högmassa stjärnor till supergiants. De är oerhört lysande och ofta mycket stora, ibland ännu större än jorden runt solen.
* kärnfusion: Stjärnor med hög massa genomgår en serie kärnfusionsreaktioner i deras kärna, gradvis smälter tyngre element som kol, syre, neon, kisel och till och med järn.
* Supernova: När kärnan når järn kan kärnfusion inte längre producera energi. Kärnan kollapsar katastrofalt och utlöser en massiv explosion som kallas en supernova. Detta släpper en enorm mängd energi och tunga element ut i rymden.
* neutronstjärna eller svart hål: Beroende på stjärnans initiala massa kan Supernova -resterna antingen bli en snabbt snurrande, otroligt tät neutronstjärna eller ett svart hål, en region i rymdtid där tyngdkraften är så stark att ingenting, inte ens ljus, kan fly.
Nyckelskillnader:
* livslängd: Stjärnor med låg massa lever i miljarder år, medan högmassa stjärnor lever i miljoner år.
* Kärnfusion: Stjärnor med hög massa säkring tyngre element än stjärnor med låg massa.
* Livets slut: Stjärnor med låg massa slutar sina liv som vita dvärgar, medan högmassa stjärnor slutar som neutronstjärnor eller svarta hål.
* Påverkan på Galaxy: Supernovae från högmassa stjärnor berikar det interstellära mediet med tunga element, som är väsentliga för bildandet av nya stjärnor och planeter.
Stjärnans livscykler är fascinerande och komplexa processer som formar utvecklingen av galaxer. Genom att förstå dessa skillnader får vi en djupare uppskattning för den stora mångfalden av föremål i kosmos.
