Ewolucja gwiazd cz.1

Ewolucja gwiazd o masie 1/12 do około 0,4 masy Słońca

Mało masywne gwiazdy osiągają w swoim rdzeniu minimalną wymaganą temperaturę, konieczną do zachodzenia reakcji termojądrowych. Proces fuzji wodoru w hel generuje odpowiednią ilość energii by oddziaływanie grawitacyjne zostało zrównoważone przez energię transportowaną z jądra gwiazdy. Gwiazda pozostaje w ciągu głównym do czasu wyczerpania zapasów paliwa wodorowego. Po zużyciu paliwa , gwiazda o masie 1/12 – 0,4 masy Słońca zaczyna się zapadać. Ciśnienie działające na helowy rdzeń rośnie, ale mimo to, jest ono niewystarczające do zainicjowania spalania helu. Materia helowa ulega stopniowej degeneracji. Elektrony nie orbitują już wokół jąder, tylko opływają ją w sposób swobodny. Znajdują się znacznie bliżej jądra niż ma to miejsce w zwykłych atomach podlegających prawom gazu doskonałego. Materia zdegenerowana ma szczególne, nadzwyczajne właściwości. Jedną z nich jest bardzo duża gęstość. Jeden centymetr sześcienny tej materii waży blisko tonę.