Hvornår er hovedsekvensstjernens fase af en ende?

Her er en sammenbrud:

* Hovedsekvens: Dette er den længste og mest stabile fase af en stjerners liv. I denne fase smelter stjernen brint til helium i sin kerne og producerer energi, der skaber udadstrykbalancering af tyngdekraften indad.

* Hydrogenudtømning: Over tid bliver brintbrændstof i kernen udtømt. Dette betyder, at fusionsprocessen bremser ned, hvilket får det udadgående tryk til at falde.

* Gravitationskollaps: Med mindre pres, der skubber udad, begynder stjernens kerne at trække sig sammen under sin egen tyngdekraft. Denne sammentrækning opvarmer kernen markant.

* Shell Burning: Den øgede varme får brintet i en skal, der omgiver kernen, til at begynde at smelte sammen, og udvide stjernen til en rød gigant eller rød supergiant afhængigt af dens oprindelige masse.

Nøglepunkter:

* Stjernemasse bestemmer levetid: Flere massive stjerner har højere kernetemperaturer, hvilket får dem til at brænde gennem deres brintbrændstof meget hurtigere. Dette betyder, at de bruger mindre tid på hovedsekvensen sammenlignet med mindre massive stjerner.

* Ingen pludselig ende: Overgangen fra hovedsekvensen til den næste fase er ikke en pludselig begivenhed. Stjernen udvides gradvist og ændrer sin spektraltype over tid.

Eksempel:

Vores sol, en relativt lille stjerne, er i øjeblikket i sin hovedsekvensfase. Det forventes at forblive i hovedsekvensen i ca. 10 milliarder år.