Udviklingen af en stjerne som Solen, fra hovedserien, til dens heliumflash og videre til dens horisontale gren, er ret godt forstået. Ligesom en forståelse af Solens indre kommer fra computermodeller af de fysiske forhold inde i den, kommer en forståelse af udviklingen af en rød kæmpe fra computermodeller, der ser på strukturændringerne, som stjernens degenererede heliumkerne vokser. Disse modeller viser, at enhver stjerne med en masse på cirka 1 M vil følge vejen fra hovedserien til heliumflash, og så fortsætte af den horisontale gren. Men computermodellerne er mindre klare i forhold til hvad der sker efter disse trin. Vi har allerede set, at forskelle i kemisk sammensætning i stjernerne påvirker, hvor de indtræder i den horisontale gren. Fra dette tidspunkt, kan selv små ændringer i egenskaberne for en stjerne – masse, kemisk sammensætning, styrken af stjernens magnetfelt eller endog den hastighed hvormed stjernen roterer – føre til mærkbare forskelle i, hvordan stjernen udvikler sig. Jo mere tid der går fra heliumflashet, desto mere sandsynligt er det, at divergerende udviklingsmæssige stier, ligger åbne for en let stjerne.
Med dette forbehold i mente, fortsætter vi historien om udviklingen af en 1 M stjerne, med en Sol-lignende sammensætning, og præsenterer det mest sandsynlige hændelsesforløb for en sådan stjerne.
Stjernen bevæger sig op ad den asymptotiske kæmpegren
Strukturen og opførslen af en stjerne på den horisontale gren, er bemærkelsesværdig lig den for en stjerne i hovedserien i mange henseender. Den største forskel er, at i stedet for at forbrænde hydrogen til helium i en stabil ikke-degenereret kerne, brænder den horisontale grenstjerne, helium til kulstof i en stabil, ikke-degenereret kerne (den anden forskel er, at hydrogen fortsætter med at blive forbrændt i en skal, som omgiver kernen).
Stjernens tid på den horisontale gren, er dog meget kortere end dens tid i hovedserien. Der er nu mindre brændstof at forbrænde i dens kerne. Derudover er stjernen stærkere lysende, så den bruger sit brændstof hurtigere. Endelig er helium et langt mindre effektivt nukleart brændsel end hydrogen. Alligevel forbliver den horisontale grenstjerne, stabil i 100 millioner år, hvor den forbrænder helium til kulstof i kernen, og hydrogen til helium i en skal.
Temperaturen i midten af en horisontal grenstjerne, er ikke høj nok til, at kulstof kan forbrændes, så kulstofaske opbygges i hjertet af stjernen. Når den horisontale grenstjerne, har forbrugt alt helium i kernen, begynder tyngdekraften igen at vinde. Den ikke-forbrændende de kulstofaske-kerne, knuses af stjernens overliggende lag, indtil elektronerne i kernen, igen pakkes så tæt som kvantemekanikkens love tillader der ved det givne tryk. Kulstof-kernen er nu elektron-degenereret, med fysiske egenskaber, der ligner dem af en degenereret heliumkerne i midten af en rød kæmpe.
Den lille, tætte elektron-degenererede kulstof-kerne, øger styrken af tyngdekraften i de indre dele af stjernen, hvilket igen øger trykket, som igen fremskynder e nukleare reaktioner, der får den degenererede kerne til at vokse hurtigere. De indre ændringer som forekommer i stjernen, ligner de ændringer der fandt sted ved afslutningen af stjernens tid i hovedserien, og sporet som stjernen følger når den forlader den horisontale gren, ligner den tidligere udviklingsfase. På samme måde som stjernen accelererede op ad den røde kæmpegren, efterhånden som dens degenererede helium-kerne voksede, forlader stjernen nu den horisontale gren og begynder igen at vokse sig større, rødere og mere lysstærk, som dens degenererede kulstof-kerne vokser. Sporet som stjernen følger i H-R diagrammet (se figur 15.9), er tæt på parallelt med det spor, som den fulgte som rød kæmpe, og kommer tættere på den røde kæmpegren, efterhånden som stjernen bliver mere lysstærk. Det er derfor denne udviklingsfase kaldes for den asymptotiske kæmpegren (AKG) i H-R diagrammet. An AKG stjerne, forbrænder helium og hydrogen, der er indlejret i koncentriske skaller, som omgiver den degenererede kulstof-kerne.
Kæmpestjerner mister masse
AKG-stjerner er analoge med røde kæmper på nogle måder. Men det næste skridt i en AKG-stjerne, er ikke et ”carbonflash”, hvor forbrændingen af carbon begynder i stjernens degenererede kerne. Før temperaturen i kulstof-kernen er høj nok til at kulstof kan forbrændes, mister stjernen sit tyngdegreb på sig selv, og afstøder dens ydre lag til det interstellare rum.
Røde kæmpestjerner og AKG-stjerner er store objekter. AKG-stjernen, til hvilken en 1 M hovedseriestjerne udvikler sig, kan vokse til en radius på hundreder af gange Solens radius. Når Solen bliver til en AKG-stjerne, vil dens ydre lag svulme så meget op, at den vil indeholde kredsløbene for de indre planeter, eventuelt inklusiv Jorden og måske endda Mars. Når en stjerne udvider sig til en sådan størrelse, bliver dens hold i de ydre lag svagt.
Endnu engang, kommer forståelsen af hvad der sker med stjernen, fra Newtons universelle lov om tyngdekraft. Husk fra Matematiske Værktøjer 3.1, at , så accelerationen på grund af tyngdekraften (g) på overfladen af en stjerne med en masse på 1 M og en radius på 100 R
er kun 1/10.000 så stærk, som tyngdekraften ved Solens overflade i dag. Det kræver lidt ekstra energi, at skubbe materiale nær overfladen af en så stor stjerne helt væk fra stjernen. Processen med stjernens massetab begynder, når stjernen stadig er på den røde kæmpegren; Når en 1 M
hovedseriestjerne når den horisontale gren, kan den have mistet 10-20 procent af dens samlede masse. Som stjernen bevæger sig op ad den asymptotiske kæmpegren, taber den yderligere 20 procent eller mere, af sin samlede masse. Når den er nået et godt stykke op ad denne gren, har en stjerne der begyndte som en 1 M
stjerne, sandsynligvis en masse, der er mindre end 0,7 1 M
, og den kan endda, have mindre end halvdelen af sin oprindelige masse tilbage. Stjerners massetab, ser vi nærmere på i Matematiske Værktøjer 15.2.
Massetabet på den asymptotiske kæmpegren, kan anspores af manglende stabilitet i stjernens indre. Den ekstreme følsomhed af tripel-alfa-processen over for temperatur, kan føre til episoder med hurtig energiudløsning, hvilket kan levere det ekstra spark, som er nødvendigt for at afstøde materiale fra stjernens ydre lag. Selv stjerner, der oprindeligt var helt ens, kan opføre sig meget forskelligt, når de når til dette stade i deres udvikling.
Post-AKG-stjernen, kan få en planetarisk tåge til at gløde
I slutningen af en AKG-stjernes liv, bliver massetabet en løbsk proces. Når en stjerne mister en smule af dens yderste lag, reduceres vægten der trykker ned på de underliggende lag af stjernen. Når denne vægt ikke længere holder dem nede, svulmer de resterende yderlag af stjernen op, og bliver endnu større end de var tidligere. Stjernen, som nu er både mindre massiv og større, bliver endnu løsere bundet sammen af tyngdekraften, så der kræves mindre energi til at skubbe de ydre lag væk fra den. Situationen er lidt det samme som at tage låget af en trykkoger, Massetabet fører til endnu svagere tyngdekraft, der fører til hurtigere massetab, hvilket igen fører til svagere tyngdekraft og så videre. Når enden nærmer sig, er meget af den tilbageværende stjernes masse, blevet udstødt til det omgivende interstellare rum, typisk med hastigheder på 20-30 kilometer per sekund (km/s).
Efter udstødningen af dens ydre lag, er alt der er tilbage af den lette stjerne selv, en lille, meget varm, elektron-degenereret kulstof-kerne, omgivet af en tynd skal, hvor hydrogen og helium stadig forbrændes. Denne stjerne, er nu noget mindre lysstærk, end da den var øverst i den asymptotiske kæmpegren, men den er stadig meget stærkere lysende, end en horisontal grenstjerne. Den resterende hydrogen og helium i stjernen, forbrændes hurtigt til carbon, og når mere og mere af stjernens masse ener op i kulstof-kernen, skrumper selve stjernen, og bliver varmere og varmere. I løbet af kun 30.000 år eller deromkring efter begyndelsen på massetabet, bevæger stjernen sig meget hurtigt fra højre til venstre henover toppen af H-R diagrammet (se figur 15.10).
Overfladetemperaturen på stjernen, kan i sidste ende nå op til 100.000 K eller varmere. Wiens lov siger, at ved sådanne temperaturer ligger det meste af lyset fra stjernen, i den ultraviolette del af spektret ved høj energi. Det intense UV-lys fra hvad der er tilbage af stjernen, opvarmer og ioniserer den ekspanderende skal af gas, som stjernen fornylig udstødte. Det ultraviolette lys, får gasskallen til at gløde, på samme måde som UV-lyset fra en O-stjerne, får en H II region til at gløde.
Hvis betingelserne er rigtige, vil massen der udstødes af en AKG-stjerne, dynges op i en tæt, voksende skal. Hvis du så på en sådan en gennem et teleskop, ville du se det som en rund eller aflang kegle af lys, måske med et hul og en prik i midten. Da disse glødende skaller, først blev observeret igennem små teleskoper, lignede de skiver af planeter, hvilket er grunden til at sådanne objekter blev navngivet planetariske tåger. Men der er intet planetarisk over dem, som det fremgår af figur 15.11. I stedet består en planetarisk tåge af de resterende ydre lag af en stjernes opstigen gennem den asymptotiske kæmpegren. Ikke alle stjerner danner planetariske tåger. Stjerner med en utilstrækkelig masse er for lang tid om det, så skallen af udstødt materiale fordamper, inden stjernen kan nå at belyse den.
I stedet for at være enkle, kugleformede skaller der omgiver en fin kugleformet stjerne, udviser planetariske tåger et blændende udvalg af udseender (se figur 15.11). Strukturen af en planetarisk tåge fortæller om epoker, hvor massetabet var langsommere eller hurtigere, og hvor massen blev udstødt primært fra stjernens ækvator eller dens poler. Gassen i en planetarisk tåge, indeholder også kemiske grundstoffer, som blev dannet ved nuklear forbrænding i stjernen, og giver det første indblik i de processer, der er ansvarlige for universets kemiske udvikling. En planetarisk tåge, er synlig i 50.000 år eller deromkring, før den gas der blev udstødt af stjernen, spredes så meget, at tågen bliver for svag til at kunne ses.
Stjernen bliver til en hvid dværg
Inden for 50.000 år, forbrænder en post-AKG-stjerne alt dens resterende brændstof på overfladen, og efterlader intet andet end en slagge – en ikke-forbrændende kugle af carbon, med en tilbageværende masse, der sandsynligvis er mindre end 70 procent af massen på den oprindelige stjerne. I processen, styrter stjernen ned på venstre side af H-R diagrammet, og bliver mindre og svagere lysende. Inden for et par tusinde år, skrumper den udbrændte kerne ned til omkring Jordens størrelse, ved hvilket punkt, den er blevet fuldstændig elektron-degenereret og ikke kan skrumpe yderligere. Den degenererede stjerneslagge er nu en hvid dværg. Den hvide dværg, fortsætter med at udstråle energi til rummet, og som den gør det, køler den af, ligesom glødetråden i en elpære afkøles, når kontakten slukkes. Fordi den hvide dværg er elektron-degenereret, ændres størrelsen på den ikke meget efterhånden som den køler af, så den bevæger sig ned af H-R diagrammet efter en linje med konstant radius. Selv om den hvide dværg kan forblive meget varm i 10 millioner år eller deromkring, kan dens lysstyrke nu være nede på 1/1.000 af en hovedseriestjerne som Solens lysstyrke. Mange hvide dværge er kendt, men alle er alt for svage til at kunne ses uden brug af et teleskop. Men når du kigger på Sirius, kigger du også på en hvid dværg. Sirius, den mest lysstærke stjerne set fra Jorden, har en svag hvid dværg som en binær følgesvend.
Sådan kan vi forestille os Solens skæbne om cirka 6 milliarder år fra nu. Den bliver til en hvid dværg, der vil falme, fordi den udstråler sin termiske energi bort i rummet. Husk at denne supermassive bold – med en densitet på et ton per teskefuld – faktisk begyndte sin liv milliarder af år tidligere, som en sky af interstellar gas, mange milliarder gange mindre tæt, end vakuummet i det bedste vakuumkammer på Jorden.
Figur 15.12, illustrerer udviklingen af en Sollignende 1 M hovedsekvensstjerne, til den endelige eksistens som en 0,6 M
hvid dværg. Denne proces er repræsentativ for skæbnen for lette stjerner. Selvom hver lette stjerne danner en hvid dværg i slutningen af dens udvikling, så afhænger den nøjagtige vej en hovedseriestjerne følger fra den hydrogen-forbrændende kerne i stjernen på hovedserien, til hvid dværg, af mange detaljer der gælder specielt for netop den stjerne. Nogle stjerner der er mindre massive en Solen, bliver til hvide dværge bestående af helium i stedet for kulstof. Temperaturen i kernerne på 2 til 3 M
stjerner, er høje nok til at tillade yderligere nukleare reaktioner, hvilket fører til dannelsen af nogle mere massive hvide dværge, der er sammensat af stoffer som oxygen, neon og magnesium. Forskelle i den kemiske sammensætning af en stjerne, kan også føre til dramatiske forskelle i dens udvikling efter hovedserien. Endelig er det vigtigt at bemærke, at stjerner hvis hovedseriemasse er mindre end 0,8 M
, er i stand til at forbrænde hydrogen i deres kerner i længere tid, end universets kendte alder, så disse er ikke blevet observeret i en efter-hovedserie fase.
I vores gennemgang af stjernernes udvikling, har vi fokuseret på hvad der sker efter en stjerne forlader hovedserien. Synet af en rød kæmpe eller en AKG-stjerne er flygtig. Solen vil bevæge sig gennem stadierne fra rød kæmpe til hvid dværg på mindre end en tiendedel af den tid, som den tilbringer i hovedserien, hvor den stabilt forbrænder hydrogen til helium i kernen. Stjerner bruger de fleste af deres lysende levetid i hovedserien, og derfor er de fleste stjerner på himlen, hovedseriestjerner. De svagere hvide dværge, udgør det endelige hvilested for det store flertal af stjerner, der nogensinde vil blive dannet.
I Grundlæggende Viden 15.1, kigger vi på hvad der sker med planeterne omkring en stjerne under udvikling.