De levenscyclus van een ster met een massa van onze zon

Voor een ster , massa lot. Grootte van een ster bepaalt of de levensduur lang of relatief kort zal zijn , zijn dood stil of explosief. Deze kwestie , abstract genoeg in het kader van een verre superzwaar , raakt schrijnend dicht bij huis in termen van een ster met een massa van onze zon . Per definitie , dat is de grootte van onze zon Protosterren

Elke ster ontstaat uit een nevel , een wolk van voornamelijk waterstofgas bevat ook Helium en stof . Op een gegeven moment , een gravitationele instorting optreedt , waardoor materie in de nevel om samen te draaien , de deeltjes sneller bewegen , opwarmen en gloeien. Het resultaat is een warme , glanzende bal van gas genaamd een protoster .
Hoofdreeks

de kern van de protoster heter en helderder het uiteindelijk bereikt een temperatuur ( ongeveer 10 miljoen graden Kelvin ) voldoende voor de aftrap van het proces van waterstof fusie . Waterstofatomen versmelten helium , vrijgeven hoogenergetische fotonen in het proces. Deze straling oefent een naar buiten gerichte druk die de weegschaal tegen de zwaartekracht , het stoppen van de ineenstorting van de protoster . Evenwicht tussen innerlijke en uiterlijke druk is bereikt , en een ster , zoals ze zeggen , is geboren.

Deze eerste fase van het leven van de ster wordt genoemd de hoofdreeks . Het duurt ongeveer 90 procent van het bestaan ​​van de ster. Onze zon is in zijn hoofdreeks nu.
Red Giant

De hoofdreeks eindigt wanneer de kern van de ster opraakt waterstofkernen . Zonder de straling druk gegenereerd door waterstof fusie , is evenwicht verloren . De ster kern , bestaande uit bijna geheel uit helium nu begint in te storten . Net als in de protoster fase , de temperaturen stijgen met toenemende dichtheid .

Sommige waterstof blijft in de buitenste schil van de ster . Omdat verder uit dan de waterstof in de kern , het nooit een temperatuur die hoog genoeg is voor kernfusie bereikt. Het zal nu bereiken die temperatuur. Als de kern opwarmt, warmt de waterstof shell zoals een kookplaat verwarmt een waterkoker .

Shell Hydrogen zekeringen in helium , het genereert straling druk. Omdat zwaartekracht zwakker de schaal dan in de kern , deze naar buiten bewegende druk overwint zwaartekracht zodat de buitenste lagen gas breiden . Ze afkoelen en rood als ze wegdrijven van de kern . De ster is nu een rode reus .

De kern van de rode reus zal blijven stijgen van de temperatuur tot op ongeveer 100 miljoen Kelvin , helium begint te smelten tot koolstof en zuurstof . De rode reus fase gaat door totdat er geen helium meer in de kern .
White Dwarf

Het einde van de rode reus fase vergelijkbaar met het einde van de hoofdreeks . De kern loopt uit helium . Kernfusie ophoudt . De kern begint te storten en opwarmen , waardoor het helium in de buitenmantel ook warmen . Kernfusie optreedt in het reservoir , waardoor het uitbreiden .

Ondertussen de kern , voornamelijk bestaande uit koolstof en zuurstof nu eenvoudig blijft instorten . In tegenstelling tot de kern van een veel grotere ster , zal het nooit nodig zijn om deze zwaardere elementen smelten temperatuur te bereiken . In plaats daarvan wordt een kleine, dichte , relatief koele object bekend als een witte dwerg . De overblijfselen van zijn schelp eromheen , een wolk van materie bekend als een planetaire nevel .
Timeline

Single - zonne - massa sterren wonen een zeer lange tijd. Onze zon , bijvoorbeeld , is in haar hoofdreeks voor 4,5 miljard jaar en zal in die fase nog eens vier of vijf miljard jaar . Zodra de zon loopt uit de kern waterstof , zal de omzetting ervan in een rode reus ongeveer 250 miljoen jaar .