Per una stella, la massa è destino. Dimensione di una stella determina se consgliata sarà lunga o relativamente breve, la sua morte tranquilla o esplosivi. Questo problema, abbastanza astratto nel contesto di un lontano supermassiccio, acutamente colpisce vicino a casa in termini di una stella con una singola massa solare. Per definizione, che è la dimensione del nostro sole.
Protostelle
Ogni stella nasce da una nebulosa, una nuvola per lo più idrogeno gassoso contenente anche alcuni elio e polvere. A un certo punto, si verifica un collasso gravitazionale, causando la questione all'interno della nebulosa a girare insieme, sue particelle muovendosi più velocemente, riscaldando e incandescente. Il risultato è un caldo, sfera di gas brillante chiamato una protostella.
Sequenza principale
Come il nucleo della protostella ottiene più caldo e più denso alla fine raggiunge una temperatura (circa 10 milioni gradi Kelvin) sufficiente per avviare il processo di fusione dell'idrogeno. Fusibile di atomi di idrogeno in elio, rilasciando fotoni ad alta energia nel processo. Questa radiazione esercita una pressione verso l'esterno che capovolge le scale contro la gravità, fermare il crollo della protostella. È raggiunto un equilibrio tra le pressioni verso l'interno e verso l'esterne, ed è nata una stella, come si suol dire.
Questa prima fase della vita della stella è chiamata la sequenza principale. Durerà per circa il 90 per cento dell'esistenza della stella. Il nostro sole è nella sua sequenza principale in questo momento.
Gigante rossa
La sequenza principale termina quando il nucleo della stella si esaurisce nuclei di idrogeno. Senza la pressione di radiazione generata dalla fusione dell'idrogeno, l'equilibrio viene perso. Nucleo della stella, composto quasi interamente da Elio ora, comincia a crollare. Come nel stadio di protostella, la temperatura aumenta con l'aumento della densità.
Alcuni idrogeno rimane nel guscio esterno della stella. Essendo più lontano fuori dell'idrogeno nel nucleo, ha mai raggiunto una temperatura abbastanza elevata per la fusione nucleare. Ora raggiungerà quella temperatura. Come il nucleo si riscalda, si riscalda la shell di idrogeno il modo di che cottura riscalda un bollitore.
Come idrogeno shell fusibili in elio, che genera la pressione di radiazione. Perché la gravità è più debole in shell rispetto al centro, questa pressione verso l'esterno-in movimento supera gravità affinché espandere gli strati esterni del gas. Essi raffreddare e diventano di colore rossi come essi deriva lontani dal nucleo. La stella ora è una gigante rossa.
Nucleo di gigante rossa continuerà ad aumentare di temperatura fino a quando, a circa 100 milioni di Kelvin, Elio inizia a fondere in carbonio e ossigeno. La fase di gigante rossa continuerà fino a quando non c'è nessuna più elio nel nucleo.
Nana bianca
Alla fine della fase di gigante rossa è simile alla fine della sequenza principale. Il nucleo si esaurisce di elio. Fusione nucleare cessa. Il nucleo comincia a crollare e riscaldare, causando l'elio nel guscio esterno per riscaldare anche. Fusione nucleare si verifica in shell, facendolo espandere.
Nel frattempo, il nucleo, costituito principalmente da carbonio e ossigeno ora, semplicemente mantiene crollando. A differenza del nucleo di una stella molto più grande, esso non raggiungerà mai la temperatura necessaria per fondere questi elementi più pesanti. Invece, diventa un oggetto piccolo, denso, relativamente fresco, conosciuto come una nana bianca. I resti del suo guscio circondano, una nube di materia conosciuta come una nebulosa planetaria.
Timeline
Singola massa solare stelle vivono un tempo molto lungo. Il nostro sole, ad esempio, è stato nella sua sequenza principale per 4,5 miliardi di anni e continuerà in quella fase per un altro quattro o cinque miliardi di anni. Una volta che il sole si esaurisce idrogeno del nucleo, sua conversione in una gigante rossa avrà circa 250 milioni anni.