The Life Cycle av en stjerne med ett Solar Mass
For en stjerne, er masse skjebne. En stjerne størrelse avgjør om sin levetid vil være lang eller relativt kort, sin død stille eller eksplosiv. Dette problemet, abstrakt nok i sammenheng med et fjernt super, treff treffende nær hjemmet i form av en stjerne med et enkelt solenergi masse. Per definisjon er at størrelsen på våre Sun.
proto
Hver stjerne oppstår fra en stjernetåke, en sky av det meste hydrogen gass som inneholder også noen helium og støv. På et tidspunkt, oppstår et gravitasjonskollaps, forårsaker saken innen tåken å spinne sammen, dets partikler beveger seg raskere, varme opp og glødende. Resultatet er en varm, lysende ball av gass kalt en proto.
Hoved Sequence
Som kjernen i den proto blir varmere og tettere det til slutt når en temperatur (ca 10 millioner grader Kelvin) tilstrekkelig til å sparke i gang prosessen med hydrogen fusion. Hydrogenatomer smelter sammen i helium, slippe høyenergetiske fotoner i prosessen. Denne strålingen utøver et ytre press som tips skalaene mot tyngdekraften, stanse sammenbruddet av proto. Likevekt mellom indre og ytre press er nådd, og en stjerne, som de sier, er født.
Denne første fasen av stjernens liv kalles hovedsekvensen. Den vil vare i om lag 90 prosent av stjernens eksistens. Vår Solen er i sin viktigste sekvensen akkurat nå.
Red Giant
Den viktigste sekvensen slutter når stjernens kjerne går ut av hydrogenkjerner. Uten strålingen trykket generert av hydrogen fusion, er likevekt tapt. Stjernens kjerne, som består nesten utelukkende av helium nå begynner å kollapse. Som i proto scenen, temperaturen stiger med økende tetthet.
Noe hydrogen forblir i det ytre skall av stjernen. Å være lengre ute enn hydrogen i kjernen, det aldri nådd en temperatur høy nok for kjernefysisk fusjon. Det vil nå at temperaturen nå. Som kjernen varmes opp, varmer den hydrogen skallet måten komfyrtopp varmer en kjele.
Som skallet hydrogen sikringer til helium, genererer det strålingstrykk. Fordi tyngdekraften er svakere i skallet enn i kjernen, dette utadgående trykk overvinner tyngdekraften, slik at de ytre lag av gass ekspandere. De kjøle seg ned og blir røde som de drive bort fra kjernen. Stjernen er nå en rød kjempe.
Den røde giganten kjerne vil fortsette å stige i temperatur før, på om lag 100 millioner Kelvin begynner helium til å smelte inn i karbon og oksygen. Den røde giganten fase vil fortsette til det ikke er mer helium i kjernen.
white Dwarf
Enden av rød kjempe fase er lik den ende av hovedsekvensen. Kjernen renner ut av helium. Kjernefysisk fusjon opphører. Kjernen begynner å falle sammen og varme opp, slik at helium i det ytre skall for å varme opp også. Kjernefysisk fusjon skjer i skallet, forårsaker det å utvide.
I mellomtiden, i kjernen, som hovedsakelig består av karbon og oksygen nå, bare holder bryte sammen. I motsetning til kjernen i en mye større stjerne, det vil aldri nå den temperatur som er nødvendig for å smelte disse tyngre elementer. I stedet blir det et lite, tett, relativt kjølig gjenstand kjent som et hvitt dverg. Restene av skallet sitt omgir det, en sky av materie kjent som en planetarisk tåke.
Tidslinje
Enkelt-solar-masse stjerner leve veldig lenge. Vår Sun, for eksempel, har vært i sin hovedsekvensen for 4,5 milliarder år og vil fortsette i den fasen i ytterligere fire eller fem milliarder år. Når solen går tom for kjerne hydrogen, vil dens konvertering til en rød kjempe ta ca 250 millioner år.