तो एक तारा हाइड्रोजन में हीलियम में फ़्यूज़ करके मध्य युग में पहुँच गया है। फिर क्या होता है? एक बार जब कोई तारा प्रयोग करने योग्य हाइड्रोजन से बाहर निकल जाता है, तो वह हीलियम में परिवर्तित हो सकता है, फिर एक तारा कई मार्गों में से एक लेता है।
यदि तारा 0.5 सौर द्रव्यमान (हमारे सूर्य का आधा द्रव्यमान) है, तो इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव तारे को अपने आप में ढहने से रोकेगा। ब्रह्मांड की उम्र के कारण, वैज्ञानिक केवल इस बात का अनुमान लगाने के लिए कंप्यूटर मॉडलिंग का उपयोग कर सकते हैं कि ऐसे तारे का क्या होगा। एक बार जब यह अपना सक्रिय चरण (हीलियम से हाइड्रोजन) समाप्त कर लेता है, तो यह एक सफेद बौना बन जाता है।
एक सफेद बौना दो तरीकों में से एक के बारे में आ सकता है; सबसे पहले, यदि तारा बहुत छोटा है, तो इलेक्ट्रॉन अध: पतन का दबाव बस तारा के पतन को रोक देता है, यह हाइड्रोजन से बाहर है, और यह एक सफेद बौना बन जाता है। दूसरे, और अधिक सामान्यतः, स्टार की कोर अभी भी हाइड्रोजन की कुछ परतों से घिरी हो सकती है, जो कि फ्यूज का कारण बनी रहती है और जिससे लाल विशालकाय बनकर तारे का विस्तार होता है।
एक लाल विशालकाय कार्बन और ऑक्सीजन बनाने के लिए हीलियम को फ्यूज करने की प्रक्रिया में एक तारा है। यदि ऐसा करने के लिए अपर्याप्त ऊर्जा है, तो तारा का बाहरी आवरण एक अक्रिय कोर या ऑक्सीजन और कार्बन को पीछे छोड़ देगा - एक अवशेष सफेद बौना। यदि तारकीय आवरणों की ढलाई में पर्याप्त ऊर्जा शामिल है, तो एक निहारिका बन सकती है। यदि कहा जाता है कि सफेद बौना एक द्विआधारी प्रणाली में है, तो यह एक प्रकार 1 ए सुपरनोवा बन सकता है, लेकिन यह बहुत दुर्लभ है। इसके बजाय, यह सोचा जाता है कि एक सफेद बौना अंततः एक काला बौना बनने के लिए शांत हो जाएगा - सिद्धांत रूप में क्योंकि ब्रह्मांड से बड़े कोई सफेद बौने नहीं हैं, काले बौने केवल इसलिए सैद्धांतिक हैं क्योंकि एक से एक बनने के लिए पर्याप्त समय नहीं है।
यदि एक तारा जो अपने उत्पादक चरण के अंत तक पहुँच गया है, चंद्रशेखर सीमा से नीचे है - हमारे सूर्य के द्रव्यमान का 1.4 गुना - यह एक सफेद बौना बन जाएगा; इस सीमा से अधिक, यह एक न्यूट्रॉन स्टार बन जाएगा। यदि एक तारा सूर्य के द्रव्यमान से लगभग 5 गुना बड़ा है, जब हाइड्रोजन फ़्यूज़िंग बंद हो जाता है, तो एक सुपरनोवा जगह लेगा और बाकी सामग्री एक ब्लैक होल में संघनित होगी।
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स्रोत: नासा
