stjärnor med låg massa (mindre än 8 solmassor)
* röd jättefas: När stjärnan tar slut på vätebränsle i kärnan, börjar det smälta väte i ett skal som omger kärnan. Detta får stjärnan att expandera dramatiskt och bli en röd jätte. De yttre skikten svalnar och ger den en rödaktig nyans.
* helium blixt: Kärnan, nu mestadels helium, blir oerhört tät och het. Så småningom tänder det heliumfusion i en kort men intensiv spräng känd som Helium -blixten.
* horisontell gren: Stjärnan stabiliserar och smälter helium i sin kärna och blir mindre och varmare och flyttar till en region på Hertzsprung-russell-diagrammet som kallas den horisontella grenen.
* Asymptotic Giant Branch (AGB): Efter att ha uttömt heliumet expanderar stjärnan igen till en röd jätte, men den här gången är den ännu större än tidigare (asymptotisk jättefilial). Det smälter tyngre element i skal runt kärnan.
* Planetary Nebula: I de slutliga stadierna släpper stjärnan sina yttre lager i rymden och bildar ett vackert, färgglad och expanderande skal som kallas en planetnebula. Denna process lämnar en tät, varm kärna som kallas en vit dvärg.
* vit dvärg: Den vita dvärgen är resterna av stjärnans kärna, som huvudsakligen består av kol och syre. Det svalnar långsamt under miljarder år och blir så småningom en kall, mörk svart dvärg.
Mellanmassastjärnor (8-10 solmassor)
* Liknar stjärnor med låg massa: Dessa stjärnor går också igenom den röda jätten, helium blixt, horisontell gren och AGB -faser.
* Kolfusion: Till skillnad från stjärnor med låg massa kan de nå temperaturer tillräckligt höga för att smälta kol i tyngre element som syre, neon och magnesium.
* kärnkollaps: När stjärnan tar slut på bränsle för fusion, kollapsar dess kärna snabbt, vilket skapar en supernova -explosion.
* neutronstjärna: Kärnan kollapsar ytterligare, pressande protoner och elektroner tillsammans för att bilda neutroner. Detta skapar ett litet men otroligt tätt objekt som kallas en neutronstjärna.
högmassa stjärnor (mer än 10 solmassor)
* Liknar mellanliggande masstjärnor: De upplever också samma stadier, vilket leder till kolfusion och därefter.
* Flera fusionsreaktioner: Stjärnor med hög massa smälter ännu tyngre element, går genom neon-, syre- och kiselfusionsstadier.
* järnkärna: Stjärnan bildar så småningom en järnkärna, som inte kan upprätthålla fusion. Detta markerar slutet på stjärnans energiproduktion.
* kärnkollaps och supernova: Järnkärnan kollapsar katastrofalt och utlöser en våldsam supernova -explosion.
* svart hål: Om stjärnans kärna är tillräckligt massiv, kollapsar den längre bortom en neutronstjärna och blir en singularitet. Den intensiva gravitationella dragningen av denna singularitet bildar ett svart hål.
Sammanfattning:
Ödet för en stjärna i slutet av sin livscykel beror starkt på dess ursprungliga massa. Stjärnor med låg massa blir vita dvärgar, mellanmassastjärnor blir neutronstjärnor och stjärnor med hög massa blir antingen neutronstjärnor eller svarta hål. Alla dessa föremål är fascinerande rester av stjärnutveckling, vilket ger värdefull insikt i universumets historia och de processer som formar den.
