1. stabiele fusie: Hoofdvolgorde sterren worden aangedreven door nucleaire fusie in hun cores, waardoor waterstof wordt omgezet in helium. Dit proces genereert een enorme uiterlijke druk en brengt de binnenwaartse kracht van de zwaartekracht in evenwicht. Dit evenwicht houdt de ster stabiel.

2. Hydrogen -uitputting: Terwijl de ster waterstof combineert, legt hij geleidelijk zijn kerntoevoer uit. Dit zorgt ervoor dat de uiterlijke druk afneemt en de kern begint te samentrekken onder invloed van de zwaartekracht.

3. Verhoogde temperatuur en dichtheid: De samentrekkende kern wordt heter en dichter. Deze temperatuurstijging versnelt de fusiesnelheid in de resterende waterstofbrandstof, waardoor de ster helderder en iets groter wordt.

4. Accumulatie van helium: Naarmate de waterstoffusie doorgaat, wordt de kern voornamelijk samengesteld uit helium, dat inert is tot fusie bij de huidige kerntemperatuur.

5. verlies van evenwicht: Het onvermogen van de kern om helium te smelten, leidt tot een onbalans tussen de binnenwaartse kracht van de zwaartekracht en de uiterlijke druk van de resterende fusie in de buitenste lagen. Deze onbalans markeert het einde van de hoofdreeksfase.

De volgende fase:

De ster komt vervolgens in de subgiant fase Waar het blijft uitbreiden en koelen, wordt het een Red Giant . Deze fase wordt gekenmerkt door:

* Shell waterstofverbranding: Waterstoffusie begint in een schaal rond de inerte heliumkern.

* Verdere uitbreiding: De ster groeit aanzienlijk vanwege de verhoogde energie -output van de shell -fusie.

* Oppervlaktekoeling: De uitbreiding leidt tot een daling van de oppervlaktetemperatuur, waardoor de ster roder lijkt.

Het specifieke pad dat een ster na de hoofdreeks volgt, hangt af van de massa ervan. Meer massieve sterren zullen sneller evolueren en uiteindelijk supergiants worden Voordat u een Supernova -explosie ondergaat. Minder massieve sterren, zoals onze zon, zullen uiteindelijk hun buitenlagen afwerpen en een planetaire nevel vormen en een witte dwerg achterlaten .