Stjernenes liv og død

Vi har allerede sett at stjerner som fødes med mindre enn ca. 0,26 solmasser lever meget lenge, men til slutt ender direkte som hvite dverger. Når stjerner med mellom 0,26 og 4 solmasser (dette inkluderer altså Solen) har brukt opp alt hydrogenet i kjernen, utvikler de seg til kjempestjerner (Fig. 4). Da er gassen i kjernen degenerert slik at trykket er nesten uavhengig av temperaturen, og fordi varmeledning er effektiv i degenererte gasser, er kjernen nærmest isoterm. Når kjernereaksjonene så begynner å produsere energi, skjer det i nesten hele kjernen samtidig, men trykket stiger ikke og gassen ekspanderer ikke. Temperaturen og energiproduksjonen stiger nesten eksponensielt en kort stund inntil temperaturen har blitt så høy at degenerasjonen "løftes", gassen ekspanderer, og de nesten eksplosive forholdene modereres. Dette kalles et helium-flash. En meget kort stund kan den lokale luminositeten inne i stjernen være av samme størrelsesorden som hele Galaksens! Ekspansjonen av de ytre lagene absorberer imidlertid energien, slik at man ikke ser noe dramatisk på overflaten, men stjernen flytter seg endel i HR-diagrammet.

Etter at heliumet er fusjonert til karbon, klarer ikke kjernen å trekke seg nok sammen til å bli varm nok til å antenne karbonet. I stedet kaster stjernen langsomt og forsiktig av seg de ytre lagene. Resultatet blir en planetarisk tåke med en liten hvit dverg i sentrum. En slik hvit dverg er omtrent på størrelse med Jorden og inneholder ca. en solmasse. Gassen i disse er så tett at en bit på størrelse med en sukkerbit veier 10 tonn.

Stjerner med fra 4 til ca. 6 - 8 solmasser, blir også røde kjemper når de har brukt opp hydrogenet i kjernen og forlater hovedserien. Disse unngår helium-flash. Etter at heliumet i kjernen er brukt opp, blir de varme nok til å starte karbonbrenning. Siden karbongassen blir degenerert før stjernen har varmet den nok opp til å begynne å fusjonere, oppstår et karbon-flash. Dette er helt analogt med helium-flash, men langt voldsommere og kan sprenge stjernen i en supernovaeksplosjon. Detaljene og massegrensene er fortsatt nokså usikre. Sannsynligvis blir resultatet ihvertfall i endel tilfeller en hvit dverg omgitt av en ekspanderende gasssky. En hvit dverg kan ikke ha større masse enn ca. 1,4 solmasser (Chandrasekhar's massegrense).

Stjerner med mer enn ca. 6 eller 8 solmasser, som blir røde superkjemper, er i stand til å brenne gassen i etapper til og med silisiumbrenning inntil kjernen består av jern og nikkel. Når alle kjernens energireserver dermed er oppbrukt, videre fusjon ville kreve energi, begynner den å kollapse. Enorme hastigheter og ekstreme tettheter oppstår. Når tettheten i kjernen når noe over 10¹⁴ g/cm³, blir gassen der plutselig inkompressibel. En kraftig sjokkbølge oppstår og reverserer kollapsen til en kraftig ekspansjon og via meget kompliserte fysiske fenomener blir de ytre lagene kastet av i en supernovaeksplosjon (supernova type II), slik som supernova 1987A (Fig. 12). De viktigste hendelsene i og rundt kjernen foregår på ca. 30 millisekunder.

Resultatet av eksplosjonen er enten en nøytronstjerne eller et sort hull. En nøytronstjerne har klart å presse ca. to solmasser sammen i en kule som er 20 km i diameter. En sukkerbit med materie ville veie en milliard tonn. Et sort hull oppstår dersom resten etter supernovaeksplosjonen har større masse enn ca. 2 - 2,5 solmasser (Oppenheimer-Volkoff-massen). Det er så kompakt at unnslipningshastigheten overstiger lysets hastighet. Dermed kan ingenting, ikke engang lys, unnslippe.