bir yıldız için , kitle kaderidir . Bir yıldızın büyüklüğü onun ömrü onun ölümü sessiz veya patlayıcı , uzun ya da nispeten kısa mı olacağını belirler . Uzaklardaki bir süper kütleli bağlamında yeterince soyut Bu sorun , tek bir güneş kütlesine sahip bir yıldızın açısından ev dokunaklı yakın vurur . Tanım olarak , bizim Güneş’inboyutu bulunuyor . Cisimler

Her yıldız bir nebula doğar , ayrıca bazı helyum ve toz içeren çoğunlukla hidrojen gazı bulutu . Bir noktada , bir yerçekimi çöküş onun parçacıkları , daha hızlı hareket ısınma ve parlayan , birlikte dönmeyebulutsu içindeki konuyu neden oluşur. Sonuç protostar denilen sıcak bir gaz , parlayan top.
Anakol

Önyıldız çekirdek sıcak alır ve sonunda ( bir sıcaklığa ulaştığında ile yoğun olarak hidrojen füzyonsüreci başlaması için yaklaşık 10 milyon derece Kelvin ) yeterlidir . Hidrojen atomları sürecinde yüksek enerjili fotonlar serbest , helyum içine sigorta . Bu radyasyon hangi ipuçları yerçekimine karşıterazi dışa doğru baskı ,Önyıldız çöküşünü durdurmak uygular . Dahilde ve hariçte basınçlar arasında denge ulaşılır , ve bir yıldız , dedikleri gibi , doğar .

Yıldızın hayatının bu ilk aşama, ana dizi denir . Buyıldızın varlığının yaklaşık yüzde 90 sürecektir . Bizim Güneş şu anda ana dizisindedir.Yıldızın çekirdek hidrojen çekirdeğinin bittiğinde
Red Giant

ana dizi biter . Hidrojen füzyon tarafından üretilen radyasyon basınç olmadan, denge kaybolur. Yapılmışyıldızın çekirdeği , neredeyse tamamen helyum şimdi , çökmeye başlar . Protostar aşamasında olduğu gibi , artan yoğunluk ile sıcaklık yükselir.

Bazı hidrojen yıldızın dış kabuk kalır. Özündehidrojenden daha öteye dışarı olmak, nükleer füzyon için yeterince yüksek bir sıcaklığa ulaştı asla . Şimdi bu sıcaklığa ulaşacak . Çekirdek ısınır gibi,hidrojen , bir ocak , bir su ısıtıcısı ısıtırşekilde kabuk ısıtır .

Kabuk hidrojen helyum içine sigortalar gibi, radyasyon basıncı oluşturur . Ağırlık özünde daha kabuğunda daha zayıf olduğu için gaz dış tabakalar genişletmek ve böylece , bu dışarıya doğru hareket eden bir basınç yerçekimi üstesinden gelir. Onlar soğumasını ve onlarçekirdekten kayması gibi kızarır . Yıldız artık bir kırmızı devdir .

Kırmızı devin çekirdek yaklaşık 100 milyon Kelvin , helyum , karbon ve oksijen içine kaynaşmaya başlar , kadar sıcaklık artmaya devam edecek . Çekirdekte daha fazla helyum kalmayıncaya kadarkırmızı dev aşaması devam edecektir .
Beyaz Cüce

kırmızı dev aşamasınınsonusonuna benzer ana dizisi. Çekirdek helyum biterse . Nükleer füzyon sona erer. Çekirdek çöküşü ve ısınır , ayrıca ısınmasınadış kabuktahelyum neden başlar . Nükleer füzyon genişlemeye nedenkabuk oluşur.

Bu arada , hemen karbon ve oksijenden meydana gelen çok çekirdekli , sadece çöken tutar. Çok daha büyük bir yıldızınçekirdeğinin aksine , bu ağır elementleri kaynaştırmak için gereklisıcaklığa ulaşmak asla. Bunun yerine , bir beyaz cüce olarak da bilinen küçük, yoğun , nispeten serin nesnesi haline gelir. Kabuğundankalıntıları onu , bir gezegenimsi bulutsu olarak bilinen bir madde bulutu çevreleyen .
Timeline

Tek – güneş kütleli yıldızlar çok uzun süre yaşıyor. Bizim Güneş , örneğin , 4.5 milyar yıl için ana sırayla olmuştur ve başka dört veya beş milyar yıldır bu aşamada devam edecektir . Güneş çekirdek hidrojen biterse kez , kırmızı dev haline dönüştürülmesi yaklaşık 250 milyon yıl sürecek .