För en stjärna , är mass öde . En stjärnas storlek avgör om dess livslängd kommer att bli lång eller relativt kort , dess död tyst eller explosiva . Denna fråga , abstrakt nog i samband med ett avlägset supermassivt , träffar poignantly nära hemmet i form av en stjärna som har en enda solens massa . Per definition är att storleken på vår Sun. Proto
Varje stjärna uppstår ur en nebulosa , ett moln av mestadels vätgas innehåller också en del helium och damm . Vid något tillfälle , sker en gravitationell kollaps , vilket gör frågan inom nebulosan att snurra ihop , dess partiklar rör sig snabbare , uppvärmning och glödande . Resultatet är en varm , lysande boll av gas som kallas en protostjärna .
Huvudserien
Som kärnan i proto blir varmare och tätare det så småningom når en temperatur ( ca 10 miljoner grader Kelvin ) tillräckligt för att sparka igång arbetet med vätefusion. Väteatomer fusera till helium , släppa högenergetiska fotoner i processen. Denna strålning utövar ett tryck utåt som tips skalorna mot tyngdkraften , stoppa kollapsen av protostjärna . Jämvikt mellan inre och yttre tryck nås , och en stjärna , som de säger , är född .
Denna första etapp av stjärnans liv kallas huvudserien . Det kommer att pågå i cirka 90 procent av stjärnans existens . Vår sol är i sin huvudserien just nu . Addera Red Giant
huvudserien slutar när stjärnans kärna tar slut av vätekärnor . Utan strålningstrycketsom genereras av vätefusion, är jämvikts förlorad . Stjärnans kärna , som består nästan helt av helium nu börjar att kollapsa . Liksom i proto skede temperaturen stiger med ökande densitet.
Några väte förblir i det yttre skalet av stjärnan. Att vara längre ut än väte i kärnan , den aldrig nådde en temperatur tillräckligt hög för kärnfusion . Det kommer att nå den temperaturen nu . Eftersom kärnan värms upp , värmer det vätet skal vägen spishäll värmer en vattenkokare .
Skal väte säkringar till helium , genererar den strålningstryck . Eftersom gravitationen är svagare i skalet än i centrum , övervinner detta utåt rörliga tryck gravitationen så att de yttre lagren av gas expandera . De svalna och blir röda när de driver bort från kärnan . Stjärnan är nu en röd jätte .
Röd jätte kärna kommer att fortsätta stiga i temperatur tills , på ca 100 miljoner Kelvin , börjar helium för att smälta in i kol och syre . Den röd jätte fasen kommer att fortsätta tills det inte finns något mer helium i kärnan .
White Dwarf
änden av den röda jätten fasen liknar slutet på huvudsekvensen . Kärnan får slut på helium . Kärnfusion upphör . Kärnan börjar kollapsa och värma upp , vilket gör att helium i det yttre skalet för att värma upp också . Kärnfusion sker i skalet , vilket kan göra att expandera .
Samtidigt kärnan , består till största delen av kol och syre nu , håller helt enkelt kollapsa . Till skillnad från kärnan av en mycket större stjärna , kommer det aldrig att nå den temperatur som krävs för att sammansmälta dessa tyngre element. I stället blir det en liten , tät , relativt svalt objekt känd som en vit dvärg . Resterna av sitt skal omger det , ett moln av materia som kallas en planetarisk nebulosa .
Tidslinje
Single – sol – massa stjärnor lever mycket länge . Vår sol , till exempel , har i sitt huvudserien för 4,5 miljarder år och kommer att fortsätta i den fasen i ytterligare fyra eller fem miljarder år . När solen går ur kärn väte , kommer dess omvandling till en röd jätte tar ca 250 miljoner år . Addera