Auf welche Weise kann ein Stern Evolve Nach der Hauptreihe

Sterne gebildet werden, wenn dichte Wolken aus Gas und Zusammenbruch Form Protosterne : kühlen Gasmassen , die eine Erhöhung der Temperatur zu erfahren , bis eine Kernreaktion stattfindet, bildet den Kern des Helium und Bildung ein Stern. Dies ist der Beginn Lebenszyklus aller Sterne, bevor sie ein normaler Stern oder eine großformatige Star zu werden . Aber ihre Endungen unterscheiden , basierend auf Größe . Die Lebensdauer einer normalen Stern
Nach der roten Riesen Bühne , der Stern wirft seinen Schichten und wird zu einem planetarischen Nebel .

Nachdem die Hauptreihensterngebildet wird, eine normal große Sterne ( wie Sonne zur Erde) brennt hell für rund 10 Milliarden Jahre bis es seine Kern Wasserstoff verbraucht . Der Kern kollabiert ohne eine Wärmequelle , um sie gegen die Schwerkraft zu unterstützen, und der Zug der Schwerkraft erhöht die Dichte der Kern , bis es an einem Punkt hoch genug, um Helium in Kohlenstoff umzuwandeln ist .

Wenn das Helium verbraucht ist, die äußere Schicht schwillt zu einem Roten Riesen und brennt für etwa 100 Millionen Jahren. Die rote riesige Bühne endet, wenn der Stern wirft seine Schichten , zu einem planetarischen Nebel , die etwa 100.000 Jahre dauert. Der Kern des Sterns bleibt in seiner endgültigen Form ; ein Weißer Zwerg , und dann , nachdem es abgekühlt ist, ein schwarzer Zwerg.
Die Lebensdauer eines Großer Stern
Der rote Überriese ist der nächste evolutionäre Schritt von einem großen Stern, nach seiner Hauptreihenbildung.

Nachdem der Hauptsequenz gebildet wird, brennt eine größere Sterne sehr hell für rund 50 Millionen Jahre bis es erschöpft sich der Wasserstoff in seinem Kern . Der Stern stürzt in seiner eigenen Schwerkraft und die Dichte wandelt Helium zu Kohlenstoff , so wie ein normaler Stern entwickelt . Die Kohlenstoff-Kern eines massereichen Sterns jedoch weiterhin bis zum Vertragsabschluss , mit Temperaturen , die Kohlenstoff verbrennen, um Sauerstoff, Neon , Silizium, Schwefel und Eisen dann , während es in der roten Überriesen -Phase. Der Stern bleibt in dieser Form etwa einer Million Jahren.

Eisen ist die stabilste Form der Kernmaterie . Sobald der Kern , um Eisen entwickelt , werden weitere Kollabieren abprallen , was zu einer Explosion genannt Supernova.

Nach der Supernova , einige Sterne klein geworden Nebel, während andere sich zu einem kompakten Neutronenstern ( als Radio- Pulsar gesehen ) oder ein schwarzes Loch.
Das Neutron Star und Black Hole
Nach einer Supernova , große Sterne entwickeln sich zu einem Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

Neutron Sterne sind , was manchmal bleibt der Kern von massereichen Sternen . Der Kern des Sterns kollabiert während der Supernova , Drehen jedes Elektron-Proton- Paar in ein Neutron , das den Zusammenbruch der Kern des Sterns stoppt und entwickelt sich zu einem Neutronenstern . Neutronensterne sind sehr dicht: Ein Teelöffel seiner Materie würde auf der Erde etwa 100 Millionen Tonnen wiegen. Kleinere Neutronensterne sind schwerer als größere

Der Neutronenstern stoppt das Kollabieren der Stern nach der Supernova . jedoch ist die Gravitation eines massereichen Sterns zu stark. Es überwältigt die Kernkraft und bricht das Atom zu einem Punkt, wo ihre Dichte ist unendlich. Die Gravitationsbrunnender Schwarzen Löcher sind so stark, dass selbst Licht nicht entweichen kann. Ein schwarzes Loch kann nur durch die Beobachtung ihrer Wirkung auf die Materie , die es umgibt gesehen werden. So
Erde so
Erde

Die Sonne ist die größte Objekt in der Milchstraße . Es ist ein normaler Stern ( nicht massiv -Größe ) , und sein Kern ist rund 70 Prozent Wasserstoff und 28 Prozent Helium. Diese Prozentsätze ändern wird , wie es seine Kern Wasserstoff verbraucht .

Wenn die Sonne entwickelt sich zu einem Roten Riesen , wird es die Größe der Umlaufbahn der Erde zu werden, demoliert seinen umkreisenden Planeten . Es wird schließlich vergossen seinen Schichten , zu einem planetarischen Nebel , dann ein weißer Zwerg und schließlich eine schwarze Zwerg.