Start: Kæmpe molekylær sky
1. Nebula -dannelse:
- Cloud kollapser under sin egen tyngdekraft.
- Støv og gaspartikler klump sammen.
- Roter hurtigere, når det kollapser.
2. Protostar -dannelse:
- Kernen i kollapsende sky opvarmes.
- Nuklear fusion antændes i kernen.
- Star er født!
3. Hovedsekvensstjerne:
- Star er stabil, brændende brint til helium.
- Længde af tid, der bruges på hovedsekvensen, afhænger af masse.
- Vores sol er i øjeblikket i dette trin.
4. Rød kæmpe (eller rød supergiant):
- Hydrogenbrændstof løber ud i kernen.
- Stjernen udvides og afkøles.
- Udvendige lag bliver køligere og rødere.
5. Heliumforbrænding:
- Kernen opvarmes yderligere, hvilket får heliumfusion til at begynde.
- Stjernen krymper og bliver varmere.
6. Stellar Evolution (afhængigt af masse):
for stjerner med lav masse (som vores sol):
- planetarisk tåge: Star kaster sine ydre lag og skaber en smuk gasskal.
- hvid dværg: Tæt, varm kerne af stjernen forbliver, der langsomt afkøles over milliarder af år.
for stjerner med høj masse:
- supernova: Star eksploderer i en katastrofal begivenhed og frigiver enorm energi.
- neutronstjerne: Kerne kollapser i et supertæt objekt, der hovedsageligt er sammensat af neutroner.
- sort hul: Hvis stjernen er massiv nok, kollapser kernen helt og skaber en region af rumtid med uendelig densitet.
slut: Stjernens død
Bemærk: Dette flowdiagram er en forenklet repræsentation af stjernelivet. Der er mange variationer og kompleksiteter afhængigt af stjernes masse og sammensætning.
Sidste artikelHvad er den vulkanske galileanske måne fra Jupiter?
Næste artikelHvorfor kredserer planeter og satellitter solen?