Hvad sker der med en sol som stjerne, efter at den har brugt alt sit kernebrændstof?

1. Rød gigantfase:

* kernekontraktion: Uden brintfusion begynder kernen i stjernen at trække sig sammen under sin egen tyngdekraft.

* Shell Burning: Sammentrækningen opvarmer kernen, hvilket får brintfusion til at starte i en skal, der omgiver kernen. Denne skal udvides udad og skubber stjernens ydre lag længere ud, hvilket gør den til en rød kæmpe.

* Øget lysstyrke og størrelse: Stjernen bliver markant større og lysere med en rødlig farvetone på grund af dens køligere overfladetemperatur. Vores sol forventes at blive en rød kæmpe på cirka 5 milliarder år.

2. Heliumfusion:

* helium flash: Kernen fortsætter med at trække sig sammen og når til sidst en temperatur og et tryk højt nok til at udløse heliumfusion. Denne proces, kaldet Helium Flash, frigiver en enorm mængde energi i en kort periode.

* kulstofdannelse: Heliumfusion producerer kulstof og energi. Stjernen har nu en kulstofkerne omgivet af en skal af heliumforbrænding.

3. Asymptotisk gigantgren (AGB):

* Yderligere udvidelse: Stjernen udvides yderligere og bliver en AGB -stjerne. Dette trin er kendetegnet ved skiftende perioder med helium- og brintskalforbrænding.

* Støvproduktion: Stjernens ydre lag er nu kølige nok til, at støv kan dannes, som kan skubbes ud i rummet.

4. Planetarisk tåge:

* massetab: Idet AGB -stjernen fortsætter med at brænde, mister den masse gennem stærk stjernevind.

* Nebula -dannelse: Til sidst udsættes stjernens ydre lag og danner en glødende sky af gas og støv kaldet en planetarisk tåge.

5. Hvid dværg:

* kerne rester: Kernen, der nu primært er sammensat af kulstof og ilt, bliver en tæt, varm hvid dværg. Hvide dværge er meget små, men ekstremt tæt, med en masse, der kan sammenlignes med solen pakket i et objekt på størrelsen på jorden.

* afkøling: Hvide dværge har ikke længere nuklear fusion og afkøles gradvist i løbet af milliarder af år og falmer til sidst ind i en mørk, kold rest.

Vigtig note: Dette er en forenklet oversigt over udviklingen af ​​en sollignende stjerne. Detaljerne kan variere afhængigt af stjernens oprindelige masse og andre faktorer.