Væksten af den røde kæmpe kan ikke fortsætte for evigt, og det næste afgørende spørgsmål til forståelsen af stjernernes udvikling bliver, hvad vil det næste trin i udviklingen være? Svaret ligger i en anden usædvanlig egenskab for den degenererede heliumkerne. Kernen i den røde kæmpestjerne, er elektron-degenereret, hvilket betyder, at der er pakket så mange elektroner i det givne volumen, som kvantemekanikkens regler tillader ved det givne tryk. Atomkernerne i stjernens centrum, er dog stadig i stand til at bevæge sig frit omkring, som vist i figur 15.6, præcis som de kan i resten af stjernen.
Du er vant til at tænke på alt stof som ens: Hvis et værelse blev pakket så tæt som det var muligt med katte, ville det være overraskende, hvis du kunne bevæge dig frit igennem værelset. På samme måde tænker du normalt på atomkerner, som værende større end elektroner, så hvis elektronerne blev pakket så tæt som det var muligt i en stjernes kerne, ville du forvente, at atomkernerne også var pakket så tæt som muligt i kernen. Men kvantemekanikkens regler siger, at partikler også er bølger, og elektronbølger er større end atomkernebølger. Når de pakkes tæt sammen, optager elektronerne mere plads, end de mere massive partiker som atomkerner. Når kernen i en stjerne komprimeres, bliver elektronerne degenereret meget hurtigere, end atomkernerne gør.
Kvantemekanikkens love, sætter kun få begrænsninger på elektroner og atomkerner, som besætter det samme fysiske rum (i modsætning til mennesker og katte). For så vidt angår atomkernerne, er den degenererede kerne i stjernen, stadig hovedsageligt tomt rum. Atomkernerne opfører sig som normal gas, der flytter sig igennem havet af degenererede elektroner, næsten som om elektronerne slet ikke var der. Elektronernes negative ladninger er vigtige, fordi de afbalancerer de positive ladninger af atomkernerne; men bortset fra det, er atomkernerne i den elektron-degenererede kerne på en stjerne, en helt normal ”gas i en gas”, der opfører sig som de (elektrisk neutrale) atomer og molekyler i luften på Jorden gør det.
Helium-forbrænding og tripel-alfa processen
Som stjernen udvikler sig op ad den røde kæmpegren, bliver heliumkernen ikke kun mindre og mere massiv, men den bliver også varmere. Denne stigning i temperatur skyldes, dels den tyngdeenergi der frigives når kernen skrumper (ligesom protostjernens kerne blev varmere, som den kollapsede), og på grund af den energi der bliver frigivet, ved det stadigt hurtigere tempo i hydrogen-forbrændingen i den omgivende skal. Den stigende temperatur i kernen betyder, at de termiske bevægelser af atomkerner inde i kernen, bliver mere og mere energiske. Til sidste begynder helium-forbrænding ved en temperatur på cirka 108 K (hundrede millioner kelvin).
Helium forbrændes i en to-trins proces, kaldet tripel-alfa-processen (se figur 15.7). Først fusionerer to helium-4-kerner (4He) til dannelse af en beryllium-8-kerne (8Be), bestående af 4 protoner og 4 neutroner. 8Be-kernen er ekstremt ustabil. Overladt til sig selv, vil den bryde fra hinanden igen, efter blot en trilliontedel (10-12) sekund. Men hvis den på den korte tid, kolliderer med en 4He-kerne, vil de to smelte sammen til en stabel kerne af kulstof-12 (12C), bestående af seks protoner og seks neutroner (reaktionshastigheden er meget temperaturafhængig, så højere temperaturer muliggør flere reaktioner, og dermed øger antallet af 4Be-kernder, der kan kollidere med en 4He-kerne). Tripel-alfa-processen har sit navn fra, at den indebærer fusion af tre 4He-kerner, der traditionelt omtales som alfapartikler.
Heliumkernen antændes i et heliumflash
I den næste fase af stjernens udvikling, begynder helium i kernen at brænde. Degenereret materiale er en meget god leder af termisk energi, så eventuelle forskelle i temperaturen i kernen, udlignes meget hurtigt. Som et resultat heraf, opvarmer den frigjorte energi frigivet ved helium-forbrændingen, sig hurtigt i hele kernen. Inden for få minutter, forbrænder hele kernen helium til kulstof gennem tripel-alfa-processen.
I en normal gas, som luften omkring dig, kommer trykket i gassen fra de vilkårlige termiske bevægelser af atomerne. Forøgelse af temperaturen i en sådan gas betyder, at atombevægelserne bliver mere energiske, så gassens tryk øges. Hvis heliumkernerne i en rød kæmpestjerne var en normal gas, ville temperaturforøgelsen som ledsages af helium-forbrændingen, føre til en stigning i trykket. Stjernens kerne ville udvide sig; temperaturen, densiteten og trykket ville falde; nukleare reaktioner ville forløbe langsommere, og stjernen ville opnå en ny balance mellem tyngdekraft og tryk. Dette er præcis de ændringer der stadig forekommer i kernen hos en hovedseriestjerne som Solen, så stjernens struktur støt og jævnt ændrer sig som reaktion på den ændrede sammensætning af stjernens kerne.
Imidlertid er den degenererede kerne i en rød kæmpe, ikke en normal gas. Trykket i en rød kæmpes degenererede kerne, kommer fra hvor tæt elektronerne i kernen per pakket sammen. Opvarmning af kernen, ændrer ikke på antallet af elektroner, der kan pakkes ind i kernens volumen, så kernens tryk reagerer ikke på temperaturændringen. Og hvis trykket ikke stiger, udvides kernen heller ikke.
Når helium begynder at brænde i en degenereret kerne, stiger kernens temperatur, men trykket gør ikke. Så forbrændingen af helium i en rød kæmpestjernes kerne, forårsager ikke at kernen udvider sig. Men selv om den højere temperatur ikke ændrer trykket, forårsager det, at heliumkernerne støder sammen med en højere hyppighed og med større kraft, så de nukleare reaktioner bliver endnu mere energiske. Processen begynder på endnu en sneboldseffekt. Voldsommere reaktioner betyder højere temperatur, og højere temperatur betyder endnu mere voldsommere reaktioner. Termonuklear forbrænding i en degenereret kerne, løber løbsk og er helt ude af kontrol, da højere temperatur og højere reaktionshastighed, fodrer hinanden. Dette kaldes for heliumflash.
Heliumforbrænding begynder ved en temperatur på cirka 100 millioner K. Når temperaturen er steget med blot ti procent til 110 millioner K, er helium-forbrændingens hastighed steget til 40 gange af, hvad den var ved 100 millioner K. På det tidspunkt hvor kernens temperatur når 200 millioner K, forbrænder kernen helium 460 gange hurtigere end den gjorde ved 100 millioner K. Som temperaturen i kernen stiger mere og mere, bliver de termiske bevægelser af elektronerne og atomkernerne mere og mere energiske, og trykket på grund af disse termiske bevægelser, stiger og stiger. I løbet af få sekunder efter antændingen, stiger det termiske tryk, indtil det ikke længere er mindre end degenerationstrykket, og her eksploderer kernen bogstavelig talt. Fordi eksplosionen sker inde i stjernen, kan den imidlertid ikke ses udefra. Den energi der frigives i denne løbske termonukleare eksplosion, løfter de overliggende lag af stjernen, og som kernen udvider sig, bliver elektronerne i stand til at sprede sig. Dramaet er overstået inden for et par timer. Den udvidede helium-forbrændende kerne, er ikke længere degenereret, og stjernen er på vej imod en ny ligevægt.
Efter heliumflashet, gør stjernen endnu engang noget modstridende. Helium-forbrændingen i kernen, forårsager ikke at stjernen bliver mere lysende. Den enorme energi der frigives under heliumflashet, går til angreb på tyngdekraften og får kernen til at udvide sig. Efter heliumflashet, er kernen (som ikke længere er degenereret) meget større, så tyngdekraften i den og den omgivende skal, er meget mindre (igen betyder en større kerneradius mindre værdier af tyngdeaccelerationen, g). Svagere tyngdekraft betyder, at mindre vægt trykker ned på kernen og skallen, hvilket betyder lavere tryk. Lavere tryk, sænker igen de nukleare reaktioner. Nettoresultatet er, at efter heliumflashet, holder kernens heliumforbrænding stjernens kerne udvidet, og stjernen bliver mindre lysstræk, end den var da den var en rød kæmpe.
Stjernen tilbringer de næste 100.000 år eller deromkring, med en stabil struktur, hvor helium forbrændes til kulstof, i en normale, ikke-degenereret kerne, mens hydrogen forbrændes til helium, i en omgivende skal. Stjernen er nu omkring en hundrededel så stærkt lysende, som den var ved heliumflashet. Den lavere lysstyrke betyder, at de ydre lag af stjernen ikke er så oppustede, som de var, mens stjernen var en rød kæmpe. Stjernen skrumper, og som den gør det, stiger stjernens overfladetemperatur (dette er det omvendte af de begivenheder, som fik den røde kæmpe til at blive større og rødere, da den blev mere lysstærk).
På dette tidspunkt i deres udvikling, vil lette stjerner med kemiske sammensætninger der u ligner Solen, samle sig oppe af H-R diagrammet, lige til venstre for rød kæmpegrenen. Stjerner, som indeholder meget mindre jern end Solen, har en tendens til, at fordele sig bort fra den røde kæmpegren, langs en næsten vandret (horisontal) linje i H-R diagrammet. Denne fase af stjernens udvikling, tager sit navn fra denne vandrette linjer. Stjernen er nu det, som kaldes en horisontal grenstjerne (se figur 15.8).
