Τι συμβαίνει με τα αστέρια χαμηλής μάζας και μεσαίας μάζας όταν εξαντλούνται καύσιμα;
αστέρια χαμηλής μάζας (όπως ο ήλιος μας)
1. Καύση υδρογόνου: Το αστέρι ξεκινά με τη συγχώνευση του υδρογόνου σε ήλιο στον πυρήνα του, απελευθερώνοντας ενέργεια. Αυτό είναι το μακρύτερο στάδιο της ζωής ενός αστεριού.
2. Κόκκινη γιγαντιαία φάση: Όταν το υδρογόνο εξαντλείται στον πυρήνα, ο πυρήνας συμβάλλει, καθιστώντας θερμότερα. Αυτό θερμαίνει τα εξωτερικά στρώματα, προκαλώντας τους να επεκταθούν και να κρυώσουν, μετατρέποντας το αστέρι σε έναν κόκκινο γίγαντα. Το αστέρι αρχίζει να τερμάνει το ήλιο σε άνθρακα σε ένα κέλυφος που περιβάλλει τον πυρήνα.
3. φλας ηλίου: Στον πυρήνα, η σύντηξη ηλίου αναφλέγεται εκρηκτικά, που ονομάζεται "φλας ηλίου". Αυτό είναι ένα βραχύβιο γεγονός που απελευθερώνει πολλή ενέργεια, αλλά δεν διαταράσσει τη δομή του αστεριού.
4. Οριζόντιος κλάδος: Μετά το φλας, το αστέρι εγκαθίσταται στον οριζόντιο κλάδο, συνεχίζοντας να συγχωνεύει το ήλιο στον άνθρακα στον πυρήνα του.
5. ασυμπτωτικός κλάδος Giant (AGB):Όταν το ήλιο τελειώνει στον πυρήνα, το αστέρι επεκτείνεται και πάλι, γίνεται ακόμα μεγαλύτερος και αρχίζει να τερμάνει τον άνθρακα και το οξυγόνο σε ένα κέλυφος γύρω από τον πυρήνα.
6. Πλανητικό Νεφέλωμα: Καθώς εκτοξεύονται τα εξωτερικά στρώματα, το αστέρι γίνεται ένας λευκός νάνος, που περιβάλλεται από ένα λαμπερό κέλυφος αερίου που ονομάζεται πλανητικό νεφέλωμα.
αστέρια μέσης μάζας (ελαφρώς μεγαλύτερα από τον ήλιο μας)
Η διαδικασία είναι παρόμοια με τα αστέρια χαμηλής μάζας, αλλά με κάποιες βασικές διαφορές:
1. Περισσότερα καύσιμα: Τα αστέρια μεσαίας μάζας έχουν περισσότερα καύσιμα, έτσι ζουν περισσότερο.
2. Fusion Carbon: Μπορούν να συγχωνεύσει τον άνθρακα σε βαρύτερα στοιχεία όπως το οξυγόνο, το νέον και το μαγνήσιο στους πυρήνες τους.
3. Η ανάφλεξη του ήλιου είναι πιο σταδιακή από ό, τι στα αστέρια χαμηλής μάζας.
4. Μπορούν να έχουν πολλαπλά στρώματα όπου εμφανίζονται διαφορετικές διαδικασίες σύντηξης.
5. supernova ή λευκό νάνος: Τα αστέρια μεσαίας μάζας τελικά σταματούν να συγχωνεύουν στοιχεία στους πυρήνες τους. Μπορούν είτε να ρίξουν τα εξωτερικά τους στρώματα και να γίνουν λευκοί νάνοι είτε να υποβληθούν σε ένα Supernova τύπου IA εάν βρίσκονται σε δυαδικό σύστημα και να συσσωρεύονται μάζα από ένα σύντροφο αστέρι.
Βασικές διαφορές
* Η μάζα είναι το κλειδί: Η μάζα ενός αστεριού καθορίζει τη διάρκεια ζωής του και την τελική μοίρα.
* Τελική κατάσταση: Τα αστέρια χαμηλής μάζας τελειώνουν ως λευκοί νάνοι, ενώ τα αστέρια μεσαίας μάζας μπορούν να γίνουν λευκοί νάνοι ή να υποβληθούν σε σουπερνόβα.
* Χωρίς σύντηξη πέρα από το σίδηρο: Τα αστέρια δεν μπορούν να συγχωνευθούν το σίδηρο σε βαρύτερα στοιχεία επειδή απαιτεί περισσότερη ενέργεια από ό, τι απελευθερώνει. Αυτό οδηγεί στην κατάρρευση του πυρήνα που ενεργοποιεί μια σουπερνόβα.
Σημαντικές σημειώσεις
* Αυτές είναι απλοποιημένες περιγραφές. Οι πραγματικές διαδικασίες είναι πολύ πιο πολύπλοκες και περιλαμβάνουν διάφορους παράγοντες, όπως η αστρική περιστροφή, τα μαγνητικά πεδία και οι δυαδικές αλληλεπιδράσεις.
* Η κατανόησή μας για την αστρική εξέλιξη συνεχώς βελτιώνεται από νέες παρατηρήσεις και θεωρητικά μοντέλα.
