sterren met lage massa (zoals onze zon)

1. waterstofverbranding: De ster begint met het fuseren van waterstof in helium in zijn kern, waardoor energie wordt vrijgeeft. Dit is het langste stadium van het leven van een ster.

2. Rode gigantische fase: Wanneer waterstof in de kern opraakt, samentrekt de kern en wordt het heter. Dit verwarmt de buitenste lagen, waardoor ze uitzetten en afkoelen, waardoor de ster in een rode reus wordt veranderd. De ster begint helium in koolstof te combineren in een schaal rond de kern.

3. heliumflits: In de kern ontsteekt heliumfusie explosief, de 'heliumflits' genoemd. Dit is een kortstondige gebeurtenis die veel energie vrijgeeft, maar de structuur van de ster niet verstoort.

4. Horizontale tak: Na de flits vestigt de ster zich op de horizontale tak en blijft hij helium in koolstof in zijn kern versmelten.

5. asymptotische gigantische tak (AGB): Wanneer helium in de kern oploopt, breidt de ster weer uit, wordt nog groter en begint koolstof en zuurstof in een schaal rond de kern te smelten.

6. Planetaire nevel: Terwijl de buitenste lagen worden uitgeworpen, wordt de ster een witte dwerg, omgeven door een gloeiende schaal van gas die een planetaire nevel wordt genoemd.

Medium-massa sterren (iets groter dan onze zon)

Het proces is vergelijkbaar met sterren met lage massa, maar met enkele belangrijke verschillen:

1. Meer brandstof: Medium-massa sterren hebben meer brandstof, dus ze leven langer.

2. Koolstoffusie: Ze kunnen koolstof versmelten tot zwaardere elementen zoals zuurstof, neon en magnesium in hun kernen.

3. Geen heliumflits: De heliumontsteking is geleidelijker dan in sterren met lage massa.

4. Meerdere schelpen: Ze kunnen meerdere lagen hebben waar verschillende fusieprocessen optreden.

5. supernova of witte dwerg: Medium-massa sterren stoppen uiteindelijk met het combineren van elementen in hun cores. Ze kunnen hun buitenste lagen afwerpen en een witte dwerg worden of een type IA Supernova ondergaan als ze zich in een binair systeem bevinden en de massa van een bijbehorende ster krijgen.

Sleutelverschillen

* massa is de sleutel: De massa van een ster bepaalt zijn levensduur en het ultieme lot.

* Laatste status: Sterren met een lage massa eindigen als witte dwergen, terwijl sterren van middelgrote massa witte dwergen kunnen worden of een supernova kunnen ondergaan.

* Geen fusie voorbij ijzer: Sterren kunnen ijzer niet samensmelten in zwaardere elementen omdat het meer energie vereist dan het vrijgeeft. Dit leidt tot de kernstorting die een supernova veroorzaakt.

belangrijke opmerkingen

* Dit zijn vereenvoudigde beschrijvingen. De werkelijke processen zijn veel complexer en omvatten verschillende factoren, zoals stellaire rotatie, magnetische velden en binaire interacties.

* Ons begrip van stellaire evolutie wordt voortdurend verfijnd door nieuwe observaties en theoretische modellen.