空の星は永遠に輝いているように見えますが、彼らはまた、彼らの質量と内部物理学によって決定される平均寿命の影響を受けます。何十億年もの間、より短い人生と比較して一時的なものもあります。 持続時間に関係なく、すべての星は生き残り、2つの競合する力のバランスを維持します：重力の内部重力と原子力エネルギーによって生じる外圧。星の密なコアでは、核融合は水素をヘリウムに変えます。このプロセスは、衝突と融合のために、極度の高温と原子核の力の圧力 – 通常、それらの肯定的な電荷によって反発され、巨大なエネルギーを放出するために発生します。このエネルギーは周囲のガスを加熱し、熱圧力と放射圧力を発生させ、重力崩壊に抵抗します。 これは、星がどのように輝いているかについてのエレガントな説明です。 1938年に、彼がニューヨークのイタクへの列車で旅行していたときに、ドイツ系アメリカ人の物理学者ハンス・ベスは、ノーベル賞を受け、天体物理学の最も差し迫った秘密の1つを決定した核合併の星がどのようにしているかを説明する方程式を落としました。 歴史はこの広告の下に続きます しかし、融合でさえ制限があります。星の燃料が使い果たされると、重力が所有されます – そして、彼女の死の性質はその質量に完全に依存します。 太陽などの星に何が起こるでしょう 私たちの太陽よりも少ない星の星は、比較的柔らかい変化を通して出会う。コアが水素を使い果たすとすぐに、合併は減速し、重力はコアを契約します。彼が契約すると、彼は熱くなります。彼が温度の臨界しきい値を超えると、約1億ケルビンが始まります – ヘリウムの融合が始まり、ヘリウムを炭素と酸素に変えます。 一方、核のすぐ側にある周囲の水素殻も加熱し、薄い層で統治します。このシンクの燃焼は、エネルギーを星の外層に低下させ、それらを大幅に拡大することを余儀なくされます。星は赤い巨人になります – 統合され、表面は寒いですが、以前よりもはるかに明るくなります。 最終的に、星はさらなるマージを維持することはできません。外層は空間にきちんと排出され、明るい惑星星雲を形成しますが、コアは白い小人として背後に残ります。主に炭素と酸素で構成される地面のほぼサイズの高温で濃い物体です。私たちの天の川のように、白い小人のように、中央の銀河の星の約95％。 歴史はこの広告の下に続きます 小惑星は、ほこりっぽいゴミの指輪に囲まれた白いd星LSPM J0207+3331の近くで引き裂かれます。 （イラスト：Goddard NASA/Scott Vissingerの宇宙飛行） 太陽もこの道をたどります。約5億年後、彼は赤い巨人になり、おそらく水銀と金星、おそらく地球を覆っています。彼は外層を落とし、彼の中央に白い小人を置き去りにします […]