stjärnor med låg massa (som vår sol)
1. väteförbränning: Stjärnan börjar med att smälta väte i helium i kärnan och släpper energi. Detta är det längsta steget i en stjärns liv.
2. röd jättefas: När väte rinner ut i kärnan, kontrakt, blir kärnan och blir varmare. Detta värmer de yttre skikten, vilket får dem att expandera och svalna och förvandla stjärnan till en röd jätte. Stjärnan börjar smälta helium i kol i ett skal som omger kärnan.
3. helium blixt: I kärnan antänds heliumfusion explosivt, kallad "Helium Flash." Detta är en kortlivad händelse som släpper mycket energi men inte stör stjärnans struktur.
4. Horisontell gren: Efter blixten sätter sig stjärnan på den horisontella grenen och fortsätter att smälta helium i kol i dess kärna.
5. Asymptotisk jättefilial (AGB): När helium tar slut i kärnan expanderar stjärnan igen, blir ännu större och börjar smälta kol och syre i ett skal runt kärnan.
6. Planetary Nebula: När de yttre skikten kastas ut, blir stjärnan en vit dvärg, omgiven av ett glödande gasskal som kallas en planetnebula.
medelmassastjärnor (något större än vår sol)
Processen liknar stjärnor med låg massa, men med några viktiga skillnader:
1. Mer bränsle: Stjärnor med medelmassa har mer bränsle, så de lever längre.
2. Kolfusion: De kan smälta kol i tyngre element som syre, neon och magnesium i deras kärnor.
3. ingen heliumblixt: Heliumtändningen är mer gradvis än i stjärnor med låg massa.
4. Flera skal: De kan ha flera lager där olika fusionsprocesser förekommer.
5. Supernova eller vit dvärg: Medelmassestjärnor slutar så småningom smälta element i sina kärnor. De kan antingen tappa sina yttre lager och bli en vit dvärg eller genomgå en typ IA -supernova om de befinner sig i ett binärt system och tillbringar massa från en följeslagare.
nyckelskillnader
* massa är nyckeln: Massan på en stjärna bestämmer dess livslängd och det ultimata ödet.
* sluttillstånd: Stjärnor med låg massa slutar som vita dvärgar, medan medelstora stjärnor kan bli vita dvärgar eller genomgå en supernova.
* ingen fusion bortom järn: Stjärnor kan inte smälta järn i tyngre element eftersom det kräver mer energi än det släpper ut. Detta leder till kärnkollapsen som utlöser en supernova.
Viktiga anteckningar
* Dessa är förenklade beskrivningar. De faktiska processerna är mycket mer komplexa och involverar olika faktorer, såsom stjärnrotation, magnetfält och binära interaktioner.
* Vår förståelse av stjärnutveckling förfinas ständigt av nya observationer och teoretiska modeller.
