Op welke manieren kunnen een Star Evolve Na de hoofdreeks

Sterren worden gevormd wanneer dichte wolken van gas instorting en vorm protostars : ? Koele massa van gas dat een stijging van de temperatuur ervaren tot een nucleaire reactie plaatsvindt , vormen de kern van helium en de vorming van een ster . Dit is het begin levenscyclus van alle sterren voordat ze een normale ster of een groot formaat ster . Maar hun eindes verschillen , op basis van grootte . De levensduur van een gewone ster
Nadat de rode reus fase , de ster werpt zijn lagen en wordt een planetaire nevel .

Na de hoofdreeks ster wordt gevormd , een normaal formaat ster ( zoals de zon van de aarde ) brandt helder voor ongeveer 10 miljard jaar totdat hij put haar waterstof kern. De kern stort zonder warmtebron te steunen tegen de zwaartekracht en de zwaartekracht neemt de dichtheid van de kern tot het op een punt hoog genoeg om helium zetten in koolstof .

Zodra de helium uitgeput , de buitenste laag opzwelt tot een rode reus en brandwonden ongeveer 100 miljoen jaar . De rode reus fase eindigt wanneer de ster werpt zijn lagen , steeds een planetaire nevel die ongeveer 100.000 jaar duurt . De kern van de ster blijft in zijn definitieve vorm ; een witte dwerg en vervolgens , na het afkoelt , een zwarte dwerg .
de levensduur van een Grote sterren hotels in de Rode kolossale is de volgende evolutionaire stap van een grote ster , na zijn hoofdreeks formatie .

Na de hoofdreeks is gevormd , een grotere ster brandt zeer helder voor ongeveer 50 miljoen jaar tot hij raakt de waterstof in de kern . De ster stort in zijn eigen zwaartekracht , en de dichtheid zet helium tot koolstof , net als een normale ster evolueert . Echter , de koolstof kern van een zware ster blijft krimpen , het bereiken van temperaturen die koolstof verbrandt tot zuurstof , neon , silicium , zwavel en ijzer terwijl het in de rode superreus fase . De ster blijft in deze vorm voor ongeveer een miljoen jaar .

IJzer is het meest stabiele vorm van nucleaire materie . Zodra de kern heeft zich ontwikkeld tot ijzer , zal verder instorten stuiteren , waardoor een explosie heet een supernova .

Na de supernova , sommige sterren geworden kleine nevels , terwijl anderen uitgegroeid tot een compacte neutronenster ( gezien als een radio pulsar ) of een zwart gat .
De neutron Star en Black Hole
Na een supernova , grote sterren uitgroeien tot een neutronenster of een zwart gat .

neutron sterren zijn wat soms blijft de kern van massieve sterren . De kern van de ster stort tijdens de supernova , draaien elk elektron - proton paar in een neutron , die de ineenstorting van de kern van de ster stopt en evolueert naar een neutronenster . Neutronensterren zijn zeer dichte : Een theelepel van de materie op Aarde zou wegen ongeveer 100 miljoen ton . Kleinere neutronensterren zijn zwaarder dan grotere

De neutronenster stopt het instorten van de ster na de supernova . ; Maar de aantrekkingskracht van een massieve ster is te sterk. Het overweldigt de kernkracht en stort het atoom tot een punt waar de dichtheid oneindig is . De zwaartekracht putten van zwarte gaten zijn zo sterk dat zelfs licht niet kan ontsnappen . Een zwart gat kan worden gezien alleen door het observeren van het effect ervan op de materie die het omringt . Zon
Aarde Zon
Aarde

De zon is het grootste object in de Melkweg . Het is een gewone ster ( niet massief - en kleinbedrijf ) , en de kern is ongeveer 70 procent waterstof en 28 procent helium . Deze percentages zullen veranderen als het uitput haar waterstof kern.

Als de zon evolueert tot een rode reus , zal het de grootte van de baan van de aarde geworden , slopen haar baan planeten . Het zal uiteindelijk werpen zijn lagen , steeds een planetaire nevel , dan een witte dwerg en, ten slotte , een zwarte dwerg .