lågmassa stjärnor (solliknande och mindre)
* Bränsleförbrukning: De bränner deras vätebränsle långsamt och stadigt och varar i miljarder år.
* Evolution:
* röd jätte: När vätebränslet rinner ut kontrakterar kärnan och värmer upp, vilket får de yttre skikten att expandera och svalna och bildar en röd jätte.
* heliumfusion: Så småningom blir kärnan tillräckligt varm för att smälta helium i kol och syre.
* Planetary Nebula: De yttre skikten utvisas som en planetnebula, ett vackert skal av glödande gas.
* vit dvärg: Den återstående kärnan, som mest består av kol och syre, svalnar och blir en tät vit dvärg.
högmassa stjärnor (8 gånger solens massa eller mer)
* Bränsleförbrukning: De förbränner deras bränsle snabbt och intensivt på grund av deras höga tyngdkraft och kärntemperaturer.
* Evolution:
* Supergiant: De utvecklas genom en serie gigantiska faser och blir röda supergiants när de uttömmer deras vätebränsle.
* fusion av tyngre element: På grund av deras extrema temperaturer och tryck kan de smälta tyngre element som kol, syre, kisel och till och med järn.
* Supernova: Järn är det tyngsta elementet de kan smälta, och dess fusion släpper inte energi. Detta får kärnan att kollapsa våldsamt, vilket leder till en supernova -explosion, en kosmisk explosion ljusare än en hel galax.
* rest: Supernova lämnar efter sig antingen:
* neutronstjärna: Om kärnan är mellan 1,4 och 3 solmassor, kollapsar den in i en neutronstjärna, ett otroligt tätt föremål packat med neutroner.
* svart hål: Om kärnan är mer massiv än 3 solmassor, kollapsar den i ett svart hål, en region av rymdtid där tyngdkraften är så stark att ingenting, inte ens lätt, kan fly.
Sammanfattning av skillnader:
* Bränsleförbränningshastighet: Stjärnor med hög massa bränner sitt bränsle mycket snabbare än stjärnor med låg massa.
* kärntemperatur och tryck: Stjärnor med hög massa har mycket högre kärntemperaturer och tryck, vilket gör att de kan smälta tyngre element.
* Slutsteg: Stjärnor med låg massa slutar som vita dvärgar, medan högmassa stjärnor slutar som neutronstjärnor eller svarta hål.
Skillnaderna i deras slut i slutet av livet drivs slutligen av deras initiala massa, vilket dikterar deras inre struktur, bränsleförbränningshastighet och potentialen för tyngre elementfusion. Dessa skillnader har betydande konsekvenser för utvecklingen av galaxer och bildandet av nya stjärnor och planeter.
