1. Väteutarmning och kärnkontraktion:
* En stjärns liv drivs av vätefusion i dess kärna och omvandlar väte till helium.
* När väte rinner ut i kärnan försvagas det yttre trycket från fusion.
* Tyngdkraften tar över, vilket får kärnan att dra sig av. Denna sammandragning ökar kärnens temperatur och densitet.
2. Triple-Alpha-processen:
* Den ökade temperaturen och densiteten i kärnan når en punkt där heliumfusion blir möjlig genom en process som kallas "trippel-alfa-processen".
* Denna process involverar tre heliumkärnor (alfa -partiklar) som kolliderar och smälter för att bilda en kolkärna. Denna reaktion frigör energi.
3. Att övervinna Coulomb -barriären:
* Heliumkärnor har en positiv laddning och avvisar varandra på grund av elektrostatiska krafter (Coulomb -barriär).
* Den höga temperaturen i kärnan ger den nödvändiga energin för heliumkärnorna att övervinna denna avstötning och säkring.
4. Röd jättefas:
* När Helium Fusion börjar expanderar kärnan och svalnar något.
* Stjärnans yttre lager expanderar dramatiskt och blir en röd jätte.
* Denna expansion drivs av den ökade energiproduktionen från heliumfusion.
5. Heliumförbränningsfas:
* Stjärnan bränner nu helium i sin kärna och producerar kol och energi.
* Denna heliumförbränningsfas är mycket kortare än väteförbränningsfasen och varar bara några hundra tusen år.
6. Ytterligare fusion och stjärnutveckling:
* Efter att helium är uttömt kan stjärnan fortsätta att smälta tyngre element som kol, syre och ännu tyngre element beroende på dess massa.
* Stjärnan kommer så småningom att utvecklas genom olika stadier och så småningom bli en vit dvärg, neutronstjärna eller svart hål beroende på dess ursprungliga massa.
Sammanfattningsvis:
Kombinationen av kärnkontraktion, ökad temperatur och densitet och trippel-alfa-processen gör det möjligt för stjärnor att initiera heliumfusion efter att ha tappat deras vätebränsle. Denna process är avgörande för den ytterligare utvecklingen och det ultimata ödet för stjärnor.
