Hvordan adskiller udviklingen af ​​en hovedsekvensstjerne med mindre end 0,4 m grundlæggende forskellig fra den mere m?

1. Atomfusion og kernetemperatur:

* stjerner mindre end 0,4 m☉: Disse stjerner er for små og seje til at opretholde brintfusion i deres kerner. De brænder primært deuterium (en tungere isotop af brint) i deres tidlige liv, som er en meget svagere og kortere levet fusionsproces.

* stjerner større end 0,4 m☉: Disse stjerner når den nødvendige kernetemperatur og tryk for at starte og opretholde brintfusion, hvilket resulterer i den stabile forbrænding af brint til helium i deres kerner. Denne proces giver den energi, der giver disse stjerner mulighed for at skinne i milliarder af år.

2. Levetid og evolutionære faser:

* stjerner mindre end 0,4 m☉: Disse stjerner har ekstremt lange levetid, potentielt billioner af år. De gennemgår ikke de typiske stadier af stjerner i hovedsekvensen, røde gigantfaser eller hvid dværgdannelse. I stedet afkøles de langsomt og falmer væk og bliver til sidst brune dværge.

* stjerner større end 0,4 m☉: Disse stjerner har meget kortere levetid (milliarder af år) og gennemgår forskellige evolutionære stadier. De brænder brint i deres kerner (hovedsekvens), udvides til røde giganter og går derefter potentielt gennem forskellige nukleare brændende faser, før de bliver hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller.

3. Lysstyrke og temperatur:

* stjerner mindre end 0,4 m☉: De er meget svage og seje, typisk udstrålende i den infrarøde del af det elektromagnetiske spektrum.

* stjerner større end 0,4 m☉: De er mere lysende og varmere med overfladetemperaturer, der spænder fra et par tusinde til titusinder af grader Celsius.

4. Mangel på rød gigantfase:

* stjerner mindre end 0,4 m☉: Da de ikke gennemgår brintfusion i deres kerner, springer de over den røde gigantfase.

* stjerner større end 0,4 m☉: De oplever den røde gigantfase efter udmattende brint i deres kerner, da kerne kontrakter og opvarmes, hvilket får de ydre lag til at udvide dramatisk.

5. Sluttilstand:

* stjerner mindre end 0,4 m☉: De bliver til sidst svage og kølige brune dværge, som er substellare genstande for små til at opretholde vedvarende nuklear fusion.

* stjerner større end 0,4 m☉: Deres sluttilstand afhænger af deres oprindelige masse. De kan blive hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller, afhængigt af den masse, de bevarer efter at have kastet deres ydre lag under deres udvikling.

Kortfattet: Stjerner, der er mindre end 0,4 solmasser, er grundlæggende forskellige fra dem med større masse på grund af deres manglende evne til at opretholde hydrogenfusion i deres kerner, hvilket resulterer i en unik udvikling, der fører dem til en skæbne som kølig og svag brun dværge.