Fusionsprocessen och stjärnstabiliteten:
* vätefusion: Stjärnor tillbringar majoriteten av sina liv smälter väte i helium i deras kärnor. Denna process frigör enorm energi och skapar yttre tryck som motverkar tyngdkraftsdraget. Denna balans upprätthåller stjärnans storlek.
* kärnväteutarmning: När kärnväte är uttömt stannar fusion i kärnan. Utan det yttre trycket från fusion börjar tyngdkraften dominera.
Svullningseffekten:
1. kärnkontraktion: Kärnan kollapsar under sin egen tyngdkraft. Detta ökar temperaturen och densiteten i kärnan.
2. skalförbränning: Den ökade temperaturen tänder ett nytt skal av vätefusion runt kärnan. Denna skalfusion är mer intensiv än kärnfusionen var och genererade ännu mer energi.
3. Expansion: Den ökade energiproduktionen från skalförbränning skjuter de yttre skikten på stjärnan utåt, vilket får den att expandera avsevärt. Stjärnan blir en röd jätte eller en röd supergiant beroende på dess initiala massa.
Sammanfattningsvis:
Nedbrytningen av kärnväte leder till en minskning av yttre tryck. Detta gör att tyngdkraften kan dra kärnan inåt, vilket leder till en ökning av temperaturen och densiteten. Detta utlöser skalförbränning, vilket producerar mer energi, vilket får stjärnan att expandera till en röd jätte eller röd supergiant.
Viktig anmärkning: Detaljerna i expansionsprocessen varierar beroende på stjärnans initiala massa. Mer massiva stjärnor upplever mer dramatiska förändringar och kan så småningom explodera som supernovae.
