Som eksempel kan man se på hvordan en stjerne som Solen udvikler sig i
et Herzprung-Russel Diagram.
Ved (1) på tegningen har skyen allerede begyndt sin sammentrækning, og
den frigjorte tyngdeenergi varmer skyen op.
Det fortsætter i omkring 75 mill. år hvorefter centraltemperaturen er
så høj at kerneprocesser kan begynde, skyen har nået (2) og en stjerne
er født.
Den oprindelige sky roterer som alt andet, under sammentrækningen vil
rotatioshastigheden stige for at bevare drejningsmomentet.
Ved (2) kan ske to ting, enten dannes en flad skive af støv omkring
stjernen, en skive der snart splittes op i klumper, planeter, der
bevarer momentet; eller den hurtigt roterende sky deles i to, og der
dannes en dobbeltstjerne,hvor
momentet bevares i de to stjerners indbyrdes kredsen.
Kerneprocessen der forsyner stjernen med energi
består i, at fire brintatomer smelter sammen til et heliumatom, det
giver en mængde energi. Stjernen bliver stabil, og er hele 10 mia. år
om at komme fra (2) til (3). Det er denne stabile energiproduktion som
gør, at vi finder de fleste stjerner i hovedserien.
Efter (3) udvikler stjernen sig hurtigt til
en rød kæmpestjerne, hvor den får energi ved at heliumatomer smelter
sammen til tungere grundstoffer, især kul
og ilt. Den røde kæmpe er nogenlunde stabil og fasen varer ca. en mia.
år.
Når den sidste rest helium i stjernens indre er opbrugt går det
hurtigt, og den røde kæmpe kolapser til en hvid dværg gennem en ustabil
periode (4), hvor en planetarisk tåge kan
dannes.
Den hvide dværg (5) kan ikke danne energi og vil derfor afkøles og ende
som sort dværg.
|