לאחר תחילת ההיתוך הגרעיני בליבה של הכוכב, הכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי. במצב זה ההיתוך הגרעיני יוצר לחץ קרינה המאזן את הכבידה העצמית של מסת הכוכב ומונע את המשך הקריסה הכבידתית. בכוכבים קטנים, לרבות השמש שלנו, ההליום נוצר בעיקר בשרשרת פרוטון-פרוטון. בתגובות אלו מימן הופך לדאוטוריום ואחר כך להליום תוך כדי שחרור כמות אנרגיה עצומה. בכוכבים שמסתם קצת מעל מסת שמש אחת, מתקיימת שרשרת נוספת של היתוך מימן, שרשרת CNO. בכוכבים שמסתם מעל 1.3 מסות שמש שרשרת ה- CNO אחראית ליצירת רוב האנרגיה בכוכב.
לאחר תחילת ההיתוך הגרעיני בליבה של הכוכב, הכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי. במצב זה ההיתוך הגרעיני יוצר לחץ קרינה המאזן את הכבידה העצמית של מסת הכוכב ומונע את המשך הקריסה הכבידתית. בכוכבים קטנים, לרבות השמש שלנו, ההליום נוצר בעיקר בשרשרת פרוטון-פרוטון. בתגובות אלו מימן הופך לדאוטוריום ואחר כך להליום תוך כדי שחרור כמות אנרגיה עצומה. בכוכבים שמסתם קצת מעל מסת שמש אחת, מתקיימת שרשרת נוספת של היתוך מימן, שרשרת CNO. בכוכבים שמסתם מעל 1.3 מסות שמש שרשרת ה- CNO אחראית ליצירת רוב האנרגיה בכוכב.
הכוכב תופס את מקומו בסדרה הראשית של דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל בהתאם למסתו. כוכב קטן עם מסה נמוכה יהיה כוכב קר יחסית והוא מכונה ננס אדום. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב איטי ביותר והוא ישאר בסדרה הראשית למשך מאות מיליארדי שנים (למעשה יותר מגיל היקום). לעומת זאת כוכב מאד גדול, עם מסה עצומה, יהיה כוכב חם יחסית והוא מכונה על-ענק. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב גדול מאוד והוא ישאר בסדרה הראשית מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב עם מסה בינונית, כמו השמש שלנו, מכונה ננס צהוב וישאר בסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנים. בכל מקרה, זהו השלב הארוך ביותר בחייו של הכוכב, והוא ארוך משמעותית יותר מכל שלב אחר בחיי הכוכב.
כאשר המימן שבליבה מתכלה, היתוך המימן בליבה נפסק והכוכב עוזב את הסדרה הראשית ועובר לשלבים המאוחרים של התפתחותו. המשך התפתחות הכוכב תלוי במסה הראשונית שלו.
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה