Life Cycle av en Small Star

En stjerne ikke bare glimt i himmelen . Det lønn en livslang kamp mot tyngdekraften . Jo tyngre stjernen , jo sterkere dens tyngdekraft , og jo vanskeligere det må kjempe for å hindre kollaps . Jo større stjerner live fast og dø ung , å gå ut i en flamme av herligheten . Men en liten stjerne , som vår egen sol , kan sies å dø fredelig i sin seng etter en svært lang levetid faktisk. Definisjoner

beskrive størrelsen på en stjerne ved hjelp av vår egen sol masse , en "solar masse, " som felles måleenhet . Det tar litt over 0,08 av en solar masse for en hydrogen - brenning stjerne for å danne det hele tatt . Derfra si vi stjernen er " liten " hvis den har ikke mer enn 1,4 solmasser . Dette tallet er ikke tilfeldig , men beskriver vendepunktet mellom to forskjellige stellar end - of-life atferd
proto

Alle stjernene begynner på samme måte .; som protostars som oppstår fra å kollapse stjernetåker . En tåken er en sky av støv og gass, det meste av det hydrogen. Gravity forårsaker denne skyen til å virvle og kontrakt , danner et senter masse som vokser varmere og varmere som sine tettheten øker . Andre massene kan også dannes , feie opp nebula ytre lag; disse vil bli planeter .
Hoved Sequence

slutt proto vokser tett og varmt nok til å utløse kjernefysisk fusjon av hydrogen i kjernen. Denne prosessen omdanner hydrogen til helium , som gir lys , varme og nok stråling press for å stoppe protogravitasjonskollaps . Proto fasen er nå over , har den viktigste sekvensen begynt , og en ny stjerne er født .
Red Giant

Etter ca 10 milliarder år , en liten stjernens kjernen vil gå tom for hydrogen . Kjernereaksjoner stoppe. Den generasjonen av stråling press opphører . Gravitasjons sammenbruddet skjer igjen , noe som øker tettheten og varmen fra kjernen inntil temperaturen er tilstrekkelig til å utløse en blanding av helium inn i karbon. Den resulterende stråletrykketvil føre til at stjerne ytre lag for å ekspandere til en radius så stor som den av banen til kvikksølv , Venus , eller til jorden. Som de utvider , avkjøle de , snu rødt . Vi kaller en stjerne på dette stadiet av livet sitt en rød kjempe
White Dwarf

Prosessen gjentas når kjernen tilførsel av helium renner ut : . Kjernefysiske reaksjoner stoppe og gravitasjons kollaps fortsetter . I en liten stjerne, vil det ikke være noen ytterligere kjernereaksjoner . I stedet vil stabilitet fortsette, når karbon elektronene kommer så tett sammen at elektron degenerasjonstrykk oppstår med nok kraft til å balansere ut tyngdekraften og stanse stjernens ytterligere kollaps .

Samtidig stjernens ytre lag utvide, danner en sky av stellar komponenter i bane rundt det som er igjen av stjernens kjerne . Denne skyen er en planetarisk tåke . Stjernen er nå en hvit dverg . Den vil fortsette dimming og kjøling inntil all sin varme energi er borte .