Der Lebenszyklus eines Sterns mit einer Sonnenmasse

Für ein Stern, ist die Massen Schicksal. Größe eines Sterns bestimmt, ob die Lebensdauer wird lang oder relativ kurz sein , seinem Tod ruhig oder explosiv. Dieses Problem , abstrakt genug, im Rahmen einer weit entfernten super , trifft in Bezug auf einen Stern mit einem einzigen Sonnenmasse eindringlich nahe an zu Hause . Per Definition ist , dass die Größe unserer Sonne. Protosterne

Jeder Stern ergibt sich aus einem Nebel , eine Wolke aus Wasserstoffgas enthält meistens auch etwas Helium und Staub. An einem gewissen Punkt , tritt ein Gravitationskollaps , was Sache innerhalb des Nebels zusammen drehen , seine Teilchen, die sich schneller, Aufheizen und strahlend. Das Ergebnis ist eine heiße, leuchtende Gaskugel genannt Protostern .
Hauptreihen

der Kern der Protostern wird heißer und dichter ist es schließlich eine Temperatur erreicht ( etwa 10 Millionen Grad Kelvin) ausreichend zum Auftakt der Prozess der Wasserstofffusion . Die Wasserstoffatome zu Helium verschmelzen , die Freigabe hochenergetische Photonen in den Prozess. Diese Strahlung übt eine nach außen gerichtete Druck, der auf die Waage gegen die Schwerkraft , die Eindämmung des Kollaps der Protostern . Gleichgewicht zwischen innen und außen Druck erreicht ist, und ein Stern , wie sie sagen, ist geboren.

Diese erste Stufe des Sternenlebens ist der Hauptsequenz bezeichnet. Es wird für etwa 90 Prozent der Stern Existenz dauern. Unsere Sonne ist in seiner Hauptreihen jetzt.
Red Giant

Die Hauptsequenz endet, wenn der Kern des Sterns läuft aus Wasserstoffkernen . Ohne den Strahlungsdruck durch Wasserstofffusionwird das Gleichgewicht verloren. Der Kern des Sterns , bis fast vollständig aus Helium jetzt beginnt zu kollabieren. Wie in der Protostern Stufe steigen die Temperaturen mit zunehmender Dichte .

Einige Wasserstoff bleibt in der äußeren Hülle des Sterns. Wobei weiter außen als der Wasserstoff in den Mittelpunkt, es nie eine ausreichend hohe Temperatur für die Kernfusion erreicht . Es wird nun diese Temperatur zu erreichen. Wenn der Kern heizt , heizt sie die Wasserstoffschale, wie ein Herd heizt einen Wasserkocher.

Schale Wasserstoff zu Helium verschmilzt , Strahlungsdruck erzeugt sie . Weil die Schwerkraft in der Schale schwächer als im Kern dieses nach außen bewegt Druck überwindet die Schwerkraft , so dass die äußeren Schichten der Gas erweitern. Sie abkühlen und rot , wie sie von der Kern driften. Der Stern ist jetzt ein roter Riese .

Die roten Riesen Kern wird weiterhin in Temperatur ansteigen , bis bei etwa 100 Millionen Kelvin beginnt Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff verschmelzen. Der rote Riese Phase wird fortgesetzt, bis es keine mehr Helium im Kern.
White Dwarf

Das Ende des roten Riesen Phase ist ähnlich dem Ende der Hauptsequenz . Der Kern läuft aus Helium. Die Kernfusion aufhört. Der Kern beginnt zu kollabieren und erwärmen , wodurch das Helium in der Außenschale auch erwärmen. Die Kernfusion tritt in der Schale, so dass es zu erweitern.

Inzwischen hat die Kern , meist bestehend aus Kohlenstoff und Sauerstoff jetzt einfach hält kollabieren. Anders als der Kern eines viel größeren Stern , es wird nie die erforderlich, um diese schweren Elemente verschmelzen Temperatur zu erreichen. Stattdessen wird es eine kleine , dicht, relativ kühl Objekt als weißer Zwerg bekannt. Die Reste der Schale umgeben es , eine Wolke der Materie als ein planetarischer Nebel bekannt.
Timeline

Einzel -solar- Massen Sterne leben eine sehr lange Zeit . Unsere Sonne , zum Beispiel , hat in seinem Hauptsequenz für 4500000000 Jahre gewesen und wird in dieser Phase für weitere vier oder 5000000000 Jahre fortsetzen. Sobald die Sonne läuft aus Kern Wasserstoff, seine Umwandlung in einen roten Riesen nehmen etwa 250 Millionen Jahren.