Hydrogenforbrændingen der sker i en stjernes centrum, kan ikke fortsætte for evigt. Til sidst – om omkring 5 milliarder år for Solens vedkommende – opbruger stjernen at det hydrogen der er tilgængeligt i centrum. På dette tidspunkt er den inderste kerne i stjernen, helt bestående af heliumaske. Som termisk energi lækker ud af heliumkernen, til stjernens omgivende lag, genereres der ikke mere energi i kernen, som erstatning for den energi der lækker. Den balance, som har opretholdt stjernens struktur gennem hele dens liv, er nu brudt sammen. Stjernens liv i hovedserien er dermed afsluttet.
Heliumkernen er degenereret
Alt det stof du direkte oplever, er for den største del, tomt rum. Et atom består hovedsageligt at tomt rum, bortset fra den lille smule plads, som kernen og elektronerne besætter. Det samme gælder i forhold til Solen. Ved de enorme indre temperaturer i Solen, er alle elektronerne blevet revet bort fra deres kerner ved energiske kollisioner (med andre ord, er gassen fuldstændig ioniseret). Så gassen inde i Solen, er en blanding af elektroner og atomkerne, der alle farer frit omkring. Fordi størrelsen på atomkerner er meget mindre end afstanden mellem atomkernerne, er det meste af pladsen inde i Solen tom, da elektroner og atomkerner kun fylder en lille del af Solens volumen.
Når en let stjerne som Solen, opbruger hydrogenet i centrum, ændrer situationen sig. Efterhånden som tyngdekraften begynder at vinde sin kamp mod trykket, knuses heliumkernen til en stadig mindre størrelse og en stadig større densitet. Men der er en grænse for, hvor tæt kernen kan blive. Reglerne for kvantemekanik (de samme regler som siger, at atomer kun kan have visse diskrete mængder energi, og at lys kommer i pakker af fotoner), begrænser antallet af elektroner der kan pakkes i et givent volumen, ved et givent tryk. Som stoffet i stjernens kerne komprimeres mere og mere, når den til sidst op til denne grænse. Området som stjernes centrum består af, er ikke længere tomt, men er nu effektivt ”fyldt” med elektroner, der er trykket godt sammen. Stoffet i centrum af stjernen, er nu så tæt, at en enkelt kubikcentimeter af dette materiale, kan have en vægt på 1.000 kilogram (kg) eller mere. Materiale der er blevet komprimeret ned til dette punkt, siges at være elektron-degenereret materiale.
Hydrogen forbrændes i en skal, omkring en kerne af heliumaske
Når en let stjerne har opbrugt hydrogenet i centrum, kan den nukleare forbrænding stoppe i centrum. Men lagene omkring den degenererede kerne, indeholder stadig hydrogen, og dette hydrogen fortsætter med at blive forbrændt. Astronomer kalder denne proces for hydrogen-skal-forbrænding, fordi hydrogenet forbrændes i en skal omkring en heliumkerne. Denne lagdelte struktur er som en fersken, med et indre frø, en tynd frøhinde og en stor kugle af frugtkød.
Elektron-degenereret materiale, har en række fascinerende egenskaber. For eksempel, som mere og mere heliumaske ophobes i den elektron-degenererede kerne, skrumper kernen i størrelse (dette er en af de regler som degenereret materiale bryder; jo mere massivt det er, desto mindre er det). Grunden til at kernen skrumper er, at den ekstra masse øger tyngdekraften, og dermed vægten der trykker ned på kernen, så elektronerne presses sammen i et mindre volumen. Tilstedeværelsen af den elektron-degenererede kerne, udløser følgende begivenhedskæde, som dominerer udviklingen af en 1 M stjerne i de næste 50 millioner år:
- Lige uden for stjernens degenererede heliumkerne, er tyngdeaccelerationen gkerne proportional med kernens masse (Mkerne), divideret med kvadratet af dens radius (Rkerne). Når heliumkernen vokser, bevirker både dens større masse (større Mkerne) og dens skrumpende størrelse (mindre Rkerne), at tyngdeaccelerationen øges. Når der kommer mere helium i kernen, ødes tyngdeaccelerationen i kernen sig dramatisk.
- Forøgelsen af tyngdeaccelerationen omkring kernen, øger også vægten af det overliggende materiale, som trykker med på den hydrogen-forbrændende skal omkring kernen.
- Denne stigning i vægt, skal afvejes af en øgning af trykket i de indre dele af stjernen. Især skal trykket i den hydrogenforbrændende skal øges.
- Forøgelsen af trykket og temperaturen i den hydrogen-forbrændende skal, øger hastigheden af de nukleare reaktioner, som forekommer i denne skal.
- Hurtigere nukleare reaktioner, frigør mere energi, så stjernens lysstyrke øges.
Dette er et meget selvmodsigende resultat. Når en stjerne som Solen opbruger sit kernebrændstof i centrum, bliver den mere, ikke mindre, lysende. En degenereret kerne betyder stærkere tyngdekraft, stærkere tyngdekraft betyder højere tryk, og højere tryk betyder hurtigere nukleare reaktioner, der producerer større og større mængder energi. Denne hurtigere nukleare reaktionshastighed betyder en mere lysende stjerne. Så når lette stjerner ”løber tør for brændstof” i centrum, reagere den ved at blive stærkere lysende.
Sporing af stjernens udvikling på H-R diagrammet
Husk fra kapitel 12, at H-R diagrammet er baseret på observationer af stjernernes overflader. Stjerner kan identificeres af deres spektre. Kæmpestjerner har et lavere overfladetryk, hvilket resulterer i smallere bredder på deres spektrallinjer end dem hovedseriestjerner af samme spektralklasse har.
Ændringerne i hjertet af en stjerne med en degenereret heliumkerne, afspejles af ændringerne i stjernens overordnede struktur. Med tiden vokser massen af den degenererede heliumkerne, som mere og mere hydrogen omdannes til heliumaske i den omgivende skal. Og efterhånden som massen af den degenererede heliumkerne vokser, vokser også energiproduktionens hastighed i den omgivende hydrogen-forbrændende skal. Denne stigning i energiproduktion, opvarmer de overliggende lag af stjernen, hvilket får den til at udvide sig. Stjernen bliver en oppustet, lysende kæmpe. Som illustreret i figur 15.3, er stjernens indre struktur nu fundamentalt forskellig fra stjernens struktur, mens den var i hovedserien. Kæmpestjernen kan vokse til at have en lysstyrke hundredevis af gange den af Solens lysstyrke og til en radius på mere end 50 Solradier (50 RB). Men samtidig er kernen i kæmpestjernen meget kompakt; en stor del af stjernens masse, er blevet koncentreret til et volumen, der kun er få gange Jordens størrelse.
Ændringerne der finder sted dybt inde i stjernens indre, er skjulte; stjernen bliver større og mere lysende, men køligere og rødere. Den enorme udstrækning af stjernens overflade, gør det muligt at afkøle den mere effektivt. Så selvom stjernens indre bliver varmere, og dens lysstyrke øges, begynder stjernens overfladetemperatur faktisk at falde. Forholdet mellem radius, temperatur og lysstyrke, som vi så på i Matematiske Værktøjer 12.2 og i kapitel 14, gælder stadig
( ), så en ændring i en af disse variabler, vil medføre en ændring i de to andre.
Lide som H-R diagrammet viser ændringer i en protostjerne på vej til hovedserien, er det en praktisk størrelse, til at holde stør på stjernernes skiftende lysstyrker og overfladetemperaturer, som de udvikler sig væk fra hovedserien (se figur 15.4). Så snart stjernen opbruger hydrogenet i dens kerne, forlader den hovedserien og begynder at bevæge sig opad og til højre i H-R diagrammet, og vokser sig stærkere lysende men køligere. En sådan stjerne, der er noget mere lysende og større end da den befandt sig i hovedserien, kaldes en subkæmpestjerne. Dom subkæmpen fortsætter med at udvikle sig, bliver den større og køligere, men efter noget tid, rammer dens udvikling til højre ad H-R diagrammet en vejspærring: H-termostaten. Når overfladetemperaturen på subkæmpestjerner, er faldet med cirka 10.000 kelvin (K) i forhold til dens temperatur da den var i hovedserien, begynder H-ioner at dannes i stor overflod i dens atmosfære. Husk fra kapitel 14, at det var H-ioner i protostjernens atmosfære, der fungerede som en termostat der regulerede stjernens temperatur. H-ionerne tjener nøjagtig den samme rolle her, og regulerer hvor meget stråling der kan komme ud af stjernen, og forhindrer dermed, at den kan blive koldere.
Fordi stjernen ikke kan afkøles yderligere, begynder den at bevæge sig næste lodret opad i H-R diagrammet, vokser sig større og mere lysende, men forbliver på omkring den samme temperatur. Stjernen er blevet til en rød kæmpe – et indlysende navn til en stjerne, der nu er både rødere og større, end den var mens den var i hovedserien. Du kan tænke på det spor, som en stjerne følger i H-R diagrammet når den forlader hovedserien, som en ”gren” der vokser ud af ”stammen” i hovedserien. Astronomer henviser til disse spor, som den subkæmpegrenen og den røde kæmpegren af H-R diagrammet. Sporet som en rød kæmpe følger i H-R diagrammet, er tæt på parallelt, med det spor den fulgte tidligere som en kollapsende protostjerne på vej ind i hovedsekvensen – bortset fra at den er omvendt: denne gang bevæger stjernen sig opad i det spor, i stedet for at komme nedad. Denne lighed er ikke et tilfælde. De samme fysiske processer (som H-termostaten), der giver anledning til Hayashi-sporet som en kollapsende protostjerne følger, styrer også forholdet mellem lysstyrke, størrelse og overfladetemperatur hos en ekspanderende rød kæmpe.
Når stjernen forlader hovedserien, forekommer ændringerne i dens struktur først langsomt, men så bevæger stjernen sig hurtigere og hurtigere op ad den røde kæmpegren. Det tager 200 millioner år eller deromkring, for en stjerne som Solen, at bevæge sig fra hovedserien til toppen af den røde kæmpegren. Omkring den første halvdel af denne periode, bliver brugt på subkæmpegrenen, idet stjernens lysstyrke stiger til cirka 10 gange Solens lysstyrke (L). I anden halvdel af denne periode, skyder stjernens lysstyrke i vejret, fra cirka 10 L
til næsten 1.000 L
. Stjerneudviklingen illustreret i figur 15.5, minder om væksten af en snebold der ruller ned af en bakke. Jo større snebolden bliver, desto hurtigere vokser den; jo hurtigere den vokser, desto større bliver den. Vækst og størrelse fodrer hinanden, og hvad der begyndte som en smule sne på toppen af bakken, bliver snart til en kæmpe bold.
Analogien mellem udviklingen af en rød kæmpestjerne, og væksten af en snebold, er ikke perfekt. Heliumkernen i stjernen vokser i masse – men ikke i radius, som resten af stjernen gør – som hydrogen omdannes til helium, i den hydrogen-forbrændende skal. Den stigende masse af den endnu mere kompakte heliumkerne, øger tyngdekraften i hjertet af stjernen. Større tyngdekraft betyder højere tryk, og højere tryk accelererer den nukleare forbrænding i skallen. Men hurtigere atomreaktioner i skallen, omdanner hydrogen til helium hurtigere, så den del af stjernens masse der er i kernen, vokser hurtigere. Cyklussen føder sig selv: stigende kernemasse, fører til stadig hurtigere forbrænding i skallen; og jo hurtigere hydrogen forbrændes i skallen, desto hurtigere vokser kernens masse. Som følge heraf, stiger stjernens lysstyrke med en stadig større hastighed. Bemærk, at siden lysstyrken er steget, men massen ikke er det, er masse-lysstyrkeforholdet der blev fortalt om i begyndelsen af kapitlet, ikke længere gældende.