Hvad får en stjerne som din sol til at starte sammenbrud?

1. hydrogenfusion: Vores sol, som de fleste stjerner, genererer energi ved at smelte hydrogenatomer til helium i kernen. Denne proces frigiver enorme mængder energi, hvilket skaber udadvendt pres, der afbalancerer det indre træk af tyngdekraften.

2. hydrogenudtømning: I løbet af milliarder af år løber solens kerne gradvist tør for brint. Når brintbrændstoffet aftager, bremser fusionshastigheden ned, hvilket reducerer det udadgående tryk.

3. Gravitationskollaps: Uden det udadgående pres fra fusion begynder tyngdekraften at dominere. Kernen i solen begynder at samle sig og bliver tættere og varmere.

4. heliumfusion: Efterhånden som kernekontrakterne stiger temperaturen og trykket nok til at indlede heliumfusion. Denne proces er meget mindre effektiv end brintfusion, hvilket betyder, at stjernen frigiver mindre energi.

5. rød gigantfase: Stjernen udvides dramatisk og bliver en rød kæmpe. De ydre lag afkøles, hvilket giver stjernen sit rødlige udseende.

6. heliumudtømning: Til sidst er helium i kernen også udtømt. Stjernen fortsætter med at trække sig sammen og varme op og når til sidst et punkt, hvor den ikke kan opretholde yderligere fusion.

7. hvid dværgformation: Kernen i solen vil til sidst stabilisere sig som en hvid dværg, en meget tæt, varm genstand, der langsomt afkøles over billioner af år. De ydre lag af stjernen udvises ud i rummet og danner en planetarisk tåge.

Vigtig note: Vores sol er ikke massiv nok til at gennemgå en supernova -eksplosion, der forekommer i stjerner meget større end solen. Solens ultimative skæbne er at blive en hvid dværg.