1. Fusion av väte i helium
* Huvudsekvensen: En stjärna tillbringar majoriteten av sitt liv i ett stabilt tillstånd som kallas huvudsekvensen. Under detta skede smälter stjärnans kärna väteatomer i heliumatomer och släpper enorma mängder energi under processen. Denna energi skapar yttre tryck som balanserar tyngdkraften.
* väteutarmning: När stjärnan smälter väte minskar mängden väte i kärnan. Så småningom består kärnan främst av helium.
2. Heliumkärnorna kontrakt och värmer upp
* gravitationskollaps: Utan vätefusion för att ge yttre tryck börjar heliumkärnan att dra sig under sin egen tyngdkraft.
* Ökad temperatur: Denna sammandragning ökar kärnens temperatur och densitet, vilket gör den ännu varmare.
3. Stjärnan expanderar och blir en röd jätte
* vätesfusion i skalet: Den ökande kärntemperaturen gör att vätefusion kan börja i ett skal som omger heliumkärnan.
* expansion: Energin som frigörs av denna skalfusion får stjärnans yttre lager att expandera dramatiskt och förvandla stjärnan till en röd jätte.
4. Heliumfusion börjar
* trippel-alfa-process: Om kärnan blir tillräckligt varm (cirka 100 miljoner grader Celsius) kan heliumkärnor (alfakartiklar) smälta samman för att bilda kol i en process som kallas trippel-alfa-processen.
* Ytterligare expansion: Helium Fusion släpper ännu mer energi än vätefusion, vilket gör att stjärnan expanderar ytterligare.
5. Stjärnens framtid beror på dess massa
* lågmassa stjärnor: För stjärnor mindre än cirka 0,8 gånger vår solmassa kommer kärnan aldrig att bli tillräckligt het för att smälta helium. De kommer så småningom att tappa sina yttre lager och lämnar en vit dvärg som främst består av kol och syre.
* Mellanmassastjärnor: Stjärnor som vår sol kommer att smälta helium i kol och syre och kan till och med smälta kol i tyngre element. De kommer sedan att tappa sina yttre lager, bilda en planetnebulor och lämna en vit dvärg.
* högmassa stjärnor: Stjärnor mer massiva än solen kommer att smälta helium och tyngre element och så småningom når järn i sina kärnor. De kommer att explodera som supernovae och lämnar en neutronstjärna eller svart hål.
Nyckel takeaways:
* Vätesfusion är den primära energikällan för en stjärns huvudsekvenslivslängd.
* När väte tappas i kärnan, går stjärnan in i en ny fas, expanderar och blir en röd jätte.
* Helium Fusion börjar i kärnan, släpper ännu mer energi och utvidgar stjärnan ytterligare.
* Stjärnans öde efter heliumfusion beror på dess ursprungliga massa.
