1. Nuclear Fusion rinner ut:
* Bränsleutarmning: När en stjärna smälter väte i helium i sin kärna, slutar det så småningom av vätebränsle. Detta får kärnan att dra sig och värmas upp.
* Förlust av yttre tryck: Fusionsreaktionerna som ger yttre tryck för att motverka tyngdkraften upphör. Detta leder till en minskning av yttre tryck.
* gravitationskollaps: Kärnan börjar kollapsa under sin egen tyngdkraft på grund av bristen på yttre tryck.
2. Kärnkontraktion och uppvärmning:
* Ökad densitet: Kärnan blir tätare när den kontrakterar, vilket får temperaturen att stiga.
* Tändning av nytt bränsle: Om temperaturen når en tillräckligt hög punkt kan nya fusionsreaktioner antändas. Detta involverar vanligtvis heliumfusion, som producerar tyngre element som kol och syre.
* expansion och instabilitet: Denna nya fusionsprocess genererar en ökning av yttre tryck som kan göra att stjärnan expanderar. Detta kan skapa instabilitet och leda till ytterligare evolutionära förändringar.
3. Gravitationsinstabilitet:
* stellar massa och evolution: Stjärnor i olika massor har olika livslängd och evolutionära vägar. Mer massiva stjärnor har kortare livslängd och bränner igenom deras bränsle mycket snabbare.
* kärnkollaps och supernova: I massiva stjärnor, efter att kärnan avgasar sitt bränsle, kollapsar kärnan snabbt och utlöser en supernova -explosion. Detta är en katastrofisk händelse där stjärnan kastar sina yttre lager och lämnar en neutronstjärna eller ett svart hål.
* vit dvärgbildning: I mindre massiva stjärnor, som vår sol, kollapsar kärnan i ett tätt föremål som kallas en vit dvärg. Vita dvärgar stöds av elektrondegenerationstryck, vilket förhindrar ytterligare kollaps.
4. Andra faktorer:
* Massförlust: Stjärnor kan förlora mässan genom stjärnvindar eller andra processer. Denna massförlust kan påverka stjärnans jämvikt och påverka dess utveckling.
* binära system: Stjärnor i binära system kan interagera med varandra, påverka deras utveckling och potentiellt leda till störning av hydrostatisk jämvikt.
Sammanfattningsvis: Hydrostatisk jämvikt bryts ned i stjärnor på grund av utarmning av bränsle, vilket leder till kärnkontraktion, ökad temperatur och den potentiella antändningen av nya fusionsreaktioner. Denna process kan resultera i en mängd olika evolutionära förändringar, inklusive expansion, instabilitet, supernova -explosioner och bildandet av kompakta föremål som vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål.
