Stars , som består hovedsakelig av hydrogen , opererer via prosessen med kjernefysisk fusjon . Kjerner av hydrogenatomer kombinere under intens trykk og varme av stjernens kjerne , gitt ut en god del energi ( dette er ansvarlig for stjernens energi output) og skape en heliumkjerner i stedet . Energien av fusjonsreaksjonen bidrar til å holde kjernen i å kollapse
Helium er tyngre enn hydrogen, og dermed er det vanskeligere for helium i seg selv til å bli smeltet . ; når stjerner går tom for hydrogen til å smelte sammen i deres kjerne , fravær av fusjon til å holde kjernen oppblåst får den til å trekke seg sammen , genererer ytterligere varme og trykk. Som et resultat , begynner fusjon å skje utenfor selve kjernen .
Valuta Fusion
Når hydrogen fusjon sprer seg til de ytre lagene av stjernen , utvider det dramatisk ; når jordas solen går denne fasen , vil det få mye større , kanskje til og med henger jorden selv . Mens kjernen stopper fusing hydrogen som en stjerne blir større , fordi denne fusjon skjer i så mange andre steder , betyr det den generelle hyppigheten har økt dramatisk . Av denne grunn , mens stjerner i hovedsekvensenkan brenne for milliarder av år , stjerner i deres siste ekspansjonsfase eksos deres gjenværende hydrogen drivstoff forsyning i bare noen få millioner år .
Farge og lysstyrken
Fordi så mye mer fusion er oppstått i en stjerne som det utvider seg , den totale lysstyrken til stjernen - hvor lyst det er - vokser som en stjerne blir større . Imidlertid er denne energi som utsendes over et langt større overflateareal ; som et resultat, senker overflatetemperatur , noe som betyr at lyset som sendes ut av stjerne skifter fra gul eller hvit til rød. Av denne grunn , er stjerner i denne delen av sin livssyklus noen ganger kalt " røde kjemper . "
Helium Flash
Fusion genererer utover press på stjernen , holde det store; når dette begynner å avta , kjernen kontrakter lenger og lenger til slutt det eneste som holder atomene seg skille er grunnleggende kvantemekaniske prinsipper . Til slutt , er kjernen varm nok til å begynne å fusjonere helium ; for gjennomsnittlig størrelse stjerner som vår egen sol , skjer denne prosessen raskt , i en " helium flash " som reinflates kjernen og fører til en serie av utvidelse og sammentrekning sykluser som forårsaker stjernen for å blåse av store mengder av sin sak . Ved avslutningen av denne syklusen , er lite igjen av den opprinnelige stjerne, men en ikke- fusable kjerne og et skall av gass som kalles en " Nebula. "