* fusion bremser: Når stjernen løber tør for brændstof (primært brint), falder fusionsreaktioner. Dette svækker det ydre tryk, der afbalancerer tyngdekraften.
* tyngdekraften overtager: Med reduceret udadtrykket begynder stjernens kerne at krympe under sin egen tyngdekraft. Denne komprimering øger kernens temperatur og densitet.
* mulige scenarier: Stjernens skæbne afhænger af dens oprindelige masse:
* stjerner med lav masse (som vores sol): Kernen bliver varm nok til at antænde heliumfusion og skabe en rød kæmpe. Til sidst kaster de deres ydre lag og efterlod en hvid dværg.
* mellemmasse stjerner: Disse stjerner oplever et mere dramatisk sammenbrud, hvilket fører til en supernova -eksplosion. Kernen bliver en neutronstjerne eller potentielt et sort hul, hvis det er massivt nok.
* stjerner med høj masse: I lighed med mellemmasse-stjerner oplever de også en supernova-eksplosion og efterlader en neutronstjerne eller et sort hul.
I det væsentlige får ubalancen mellem fusion og tyngdekraft stjernen til at kontrakt, hvilket fører til en række dramatiske begivenheder, der bestemmer dens ultimative skæbne.
Sidste artikelHvad var opdagelserne fra Albert Einstein?
Næste artikelHvordan forklarer rotation og revolution solopgang solnedgang?