1. Röd jättefas:
* kärnkontraktion: Utan vätesfusion börjar kärnan i stjärnan att dra sig under sin egen tyngdkraft.
* skalförbränning: Kontraktionen värmer upp kärnan, vilket gör att vätesfusionen börjar i ett skal som omger kärnan. Detta skal expanderar utåt och driver stjärnans yttre lager längre ut, vilket gör det till en röd jätte.
* Ökad ljusstyrka och storlek: Stjärnan blir betydligt större och ljusare, med en rödaktig nyans på grund av dess svalare yttemperatur. Vår sol förväntas bli en röd jätte på cirka 5 miljarder år.
2. Heliumfusion:
* helium blixt: Kärnan fortsätter att sammandras och når så småningom en temperatur och tryck tillräckligt högt för att utlösa heliumfusion. Denna process, kallad Helium Flash, släpper en enorm mängd energi under en kort period.
* Kolbildning: Heliumfusion producerar kol och energi. Stjärnan har nu en kolkärna omgiven av ett skal av heliumförbränning.
3. Asymptotisk jättefilial (AGB):
* Ytterligare expansion: Stjärnan expanderar ytterligare och blir en AGB -stjärna. Detta steg kännetecknas av växlande perioder med helium och väteskalförbränning.
* dammproduktion: Stjärnans yttre lager är nu coola nog för att damm ska bildas, vilket kan kastas ut i rymden.
4. Planetary Nebula:
* Massförlust: När AGB -stjärnan fortsätter att brinna förlorar den massan genom starka stjärnvindar.
* nebulabildning: Så småningom kastas stjärnans yttre lager ut och bildar ett glödande moln av gas och damm som kallas en planetnebula.
5. Vit dvärg:
* kärnan kvarstår: Kärnan, nu sammansatt av kol och syre, blir en tät, varm vit dvärg. Vita dvärgar är mycket små men extremt täta, med en massa jämförbar med solen packad i ett föremål på jordens storlek.
* Kylning: Vita dvärgar har inte längre kärnfusion och kyls gradvis ner under miljarder år, och så småningom bleknar till en mörk, kall rest.
Viktig anmärkning: Detta är en förenklad översikt över utvecklingen av en solliknande stjärna. Detaljerna kan variera beroende på stjärnans initiala massa och andra faktorer.
