stjerner med lav masse (sollignende og mindre)
* brændstofforbrug: De brænder deres brintbrændstof langsomt og støt og varer i milliarder af år.
* Evolution:
* rød gigant: Når brintbrændstof løber ud, kontrakterer og opvarmes kerne, hvilket får de ydre lag til at udvide og afkøle og danner en rød kæmpe.
* heliumfusion: Til sidst bliver kernen varm nok til at smelte helium til kulstof og ilt.
* planetarisk tåge: De ydre lag udvises som en planetarisk tåge, en smuk skal af glødende gas.
* hvid dværg: Den resterende kerne, der for det meste er sammensat af kulstof og ilt, afkøles og bliver en tæt hvid dværg.
stjerner med høj masse (8 gange solens masse eller mere)
* brændstofforbrug: De brænder deres brændstof hurtigt og intenst på grund af deres høje tyngdekraft og kernetemperaturer.
* Evolution:
* supergiant: De udvikler sig gennem en række gigantiske faser og bliver røde supergiants, når de udtømmer deres brintbrændstof.
* fusion af tungere elementer: På grund af deres ekstreme temperaturer og tryk kan de smelte sammen tungere elementer som kulstof, ilt, silicium og endda jern.
* supernova: Jern er det tyngste element, de kan smelte sammen, og dets fusion frigiver ikke energi. Dette får kernen til at kollapse voldsomt, hvilket fører til en supernova -eksplosion, en kosmisk eksplosion lysere end en hel galakse.
* Rest: Supernova efterlader enten:
* neutronstjerne: Hvis kernen er mellem 1,4 og 3 solmasser, kollapser den i en neutronstjerne, et utroligt tæt objekt pakket med neutroner.
* sort hul: Hvis kernen er mere massiv end 3 solmasser, kollapser den i et sort hul, en region af rumtid, hvor tyngdekraften er så stærk, at intet, ikke engang lys, kan undslippe.
Sammendrag af forskelle:
* brændstofforbrændingshastighed: Stjerner med høj masse brænder deres brændstof meget hurtigere end stjerner med lav masse.
* Kernetemperatur og tryk: Stjerner med høj masse har meget højere kernetemperaturer og pres, hvilket gør det muligt for dem at smelte tungere elementer.
* sidste fase: Stjerner med lav masse slutter som hvide dværge, mens stjerner med høj masse slutter som neutronstjerner eller sorte huller.
Forskellene i deres slutning af livet er i sidste ende drevet af deres indledende masse, der dikterer deres interne struktur, brændstofforbrændingshastighed og potentialet for tungere elementfusion. Disse forskelle har betydelige konsekvenser for udviklingen af galakser og dannelsen af nye stjerner og planeter.
Sidste artikelHvad er Mercury Gravity?
Næste artikelHvilket landmærke på Jupiter ved de fleste mennesker om?