1. Väteutarmning:
* Stjärnor smälter främst väte i helium i sin kärna, släpper energi och producerar yttre tryck som balanserar tyngdkraften.
* När vätebränslet i kärnan minskar, har kärnkontrakten på grund av tyngdkraften.
* Denna sammandragning ökar kärnens temperatur och densitet.
2. Skalförbränning:
* Den ökade temperaturen tänder vätefusion i ett skal som omger kärnan, vilket får stjärnan att expandera avsevärt och bli svalare.
* Detta steg kallas subgiant fas för mindre stjärnor, eller röda jätten fas för större stjärnor.
* Stjärnans yttre lager sval, vilket får sin färg att växla mot rött.
3. Heliumfusion:
* När kärnan samarbetar ytterligare når temperaturen så småningom den punkt där helium kan smälta in i kol och syre.
* Denna process släpper en spräng av energi, vilket får stjärnan att kort expandera och bli ljusare.
* Detta steg kallas helium blixt I mindre stjärnor, men i större stjärnor sker processen mer gradvis.
4. Fortsatt evolution:
* Efter heliumfusion kommer stjärnan in i en ny fas där den smälter tyngre element i sin kärna.
* Stjärnan fortsätter att utvecklas och expandera, gå igenom olika steg beroende på dess ursprungliga massa.
Viktiga anteckningar:
* stellar massa: De exakta processerna och resultaten varierar betydligt beroende på stjärnans initiala massa. Mindre stjärnor har en längre livslängd och en mer gradvis utveckling. Större stjärnor utvecklas mycket snabbare och har ett mer dramatiskt slut.
* post-main-sekvens: Stegen som beskrivs ovan inträffar efter att stjärnan lämnar huvudsekvensen, det steg där det främst smälter väte.
Vad händer därefter?
Stjärnens öde efter att den har slut på bränsle beror på dess massa. Mindre stjärnor kommer att bli vita dvärgar, medan större stjärnor kan bli neutronstjärnor eller svarta hål. Detta är ett ämne för en annan diskussion, men de första stadierna av bränsleutarmning är ett grundläggande steg i utvecklingen av alla stjärnor.
