Du har allerede set, hvordan lette stjerner nærmer sig afslutningen af deres liv – relativt stille og roligt, udstøder deres yderste lag til rummet (og danner nogle gange en planetarisk tåge), og efterlader en degenereret kerne. I skarp kontrast til dette, kommer enden for en tung stjerne pludseligt og med voldsom kraft. En tung stjerne opbygger under dens udvikling en ujævn struktur (se figur 16.4), som atomforbrændingen går videre til stadig mere avancerede stadier. Hydrogen forbrændes til helium, helium til carbon og oxygen, carbon til magnesium, oxygen til svovl og silicium, og til sidst forbrændes silicium og svovl til jern. Mange forskellige typer af nukleare reaktioner forekommer indtil dette punkt, og de danner næste alle de forskelige, stabile isotoper af grundstofferne der er lettere end jern. Men det afgørende punkt er dette: kæden af nuklear reaktion, stopper ved jern.
Benzin forbrændes, fordi energi frigives når brændstoffet kemisk reagerer med oxygen. Denne energi øger temperaturen, hvilket fremskynder den kemiske reaktion. Reaktionen er selvbærende, hvilket betyder, at selve reaktionen er kilden til den termiske energi, der er nødvendig for at få reaktionen til at forløbe. Det samme gælder for nukleare fusionsreaktioner i det indre af stjerner. Husk fra kapitel 13, at når fire hydrogen-atomer smelter sammen til et helium-atom, har det resulterende helium-atom mindre masse, end summen af de fire individuelle hydrogen-atomer. Denne forskel i masse, er blevet omdannet til energi, som opretholder gassens temperatur ved de høje niveauer, som er nødvendige for at bibeholde reaktionen.
I tripel-alfa-processen (se figur 15.7), smelter tre helium-kerner sammen til dannelse af en 12C-kerne. Den energi som bliver tilgængelig fra denne reaktion, er den energi der kræves for at nedbryde hver af de tre helium-kerner i deres bestanddele, seks neutroner og seks protoner, og hvor meget energi der frigøres når disse seks protoner og seks neutroner i kombination udgør en 12C-kerne. Nettoenergien dannet af reaktionen, er forskellen mellem disse to mængder.
En atomkernes bindingsenergi, er den energi der kræves, for at bryde kernen op i dens bestanddele. En kernereaktion, som øger kernens bindingsenergi, frigør energi. Omvendt absorbere reduktion i bindingsenergien energi. Figur 16.7 viser bindingsenergier per nukleon (det vil sige per proton eller neutron i kernen) for forskellige atomkerner. At bevæge sig op ad kurven fra helium til kulstof, øger bindingsenergien, så fusion af helium til carbon frigiver energi. Jern er ved toppen af bindingsenergikurven, så at bevæge sig op fra lettere grundstoffer til jern (Fe), frigiver også energi; Omvendt absorberer jern energi, hvis man bevæger sig fra jern, ned til tungere grundstoffer. Fusion mellem jern er ikke selvbærende, fordi jern absorbere energi i reaktionen (Matematiske Værktøjer 16.1).
De sidste dage i en tung stjernes liv
De nukleare reaktioner, der følger efter hydrogen-forbrændingen, er energimæssigt meget mindre gunstige end omdannelsen af hydrogen til helium. For eksempel danner omdannelsen af helium til carbon, mindre end 1/10 så meget energi, som omdannelsen af hydrogen til helium gør. For at understøtte stjernen mod tyngdekraften, skal dette mindre effektive atombrændstof, forbruges hurtigere. Selvom omdannelsen af hydrogen til helium kan give den energi der skal til, for at understøtte den tunge stjerne mod tyngdekraften, i millioner af år, kan helium-forbrændingen kun understøtte stjernen i få hundredtusinde år.
Efter helium-forbrændingen, bliver karakteren af balancen i stjernen kvalitativt anderledes. Der bliver næsten lige så meget energi til rådighed, ved at forbrænde 1 kg carbon, neon, oxygen eller silicium, som der er ved at forbrænde 1 kg helium. Tabel 16.1 viser, at stjernerne fortsætter fra helium-forbrændingen til slutningen af sit liv, i et stadigt hurtigere tempo.
Balancen i en stjerne, er meget analog med forsøget på at holde en ballon med hul i, oppustet. Jo større hullet er, desto hurtigere skal luften pumpes ind i ballonen. En stjerne der forbrænder hydrogen eller helium, er som en bold med et lille hul (se figur 16.8). Ved de temperaturer som dannes ved hydrogen- eller helium-forbrænding, lækker energi ud af det indre i stjernen, primært ved stråling og konvektion. Ingen af disse processer er særligt effektive, fordi de ydre lag af stjernen, fungerer som et tykt, varmt tæppe. Meget af energien holdes inde i stjernen, så atombrændstoffet skal kun forbrændes i et forholdsvist beskedent tempo, for at kunne understøtte vægten af stjernens ydre lag, samtidig med energien undslipper udad.
Ved begyndelsen på carbon-forbrændingen, skifter denne balance på en dramatisk og grundlæggende måde. I stedet for at blive båret helt væk af stråling og konvektion, begynder energi fra kernen primært at undslippe som neutrinoer, dannet af de mange atomreaktioner der sker i der. Som luft der strømmer ud af et stort hul i bolden, strømmer neutrinoer dannet i det indre af stjernen, gennem de overliggende lag, nærmest som om de ikke var der, og transportere dermed energien fra stjernens indre, ud i rummet. Som termisk energi strømmer ud fra stjernens indre, trykker stjernens indre lag indad, og hæver densiteten og temperaturen, og tvinger dermed de nukleare reaktioner til at foregå med rasende hastigheder, for at erstatte den energi der tabes gennem neutrinoerne.
Når denne proces med neutrinoafkøling bliver fremtrædende, begynder stjernen at udvikle sig meget hurtigere. Carbon-forbrænding kan understøtte stjernen i mindre end eller omkring 1.000 år. Oxygen-forbrænding kan understøtte stjernen i omkring et år. Silicium-forbrænding varer kun et par dage. En stjerne der forbrænder silicium, er ikke meget mere lysende end den var, da den forbrændte helium. Men på grund af neutrinoafkølingen, frigiver den silicium-forbrændende stjerne cirka 200 millioner gange mere energi per sekund, end den gjorde tidligere.
Kernen kollapser og stjernen eksploderer
Efter forbrændingen af silicium til dannelse af en jern-kerne inde i stjernen, er der ikke længere nogen kilde til energi i form af atombrændsel, tilbage for at erstatte den energi der slipper væk med neutrinoerne. Den tunge stjernes livslange balance mellem tyngdekraft og trykket produceret af atomare reaktioner i stjernen er slut. Jern-kernen i den tunge stjerne, er ikke længere understøttet af termonuklear fusion, og begynder at falde sammen (se figur 16.9).
De tidlige stadier af sammenbrud i kernen af jern-aske hos et udviklet tung stjerne, foregår stort set på samme måde som sammenbruddet af en ikke-forbrændende kerne i en let stjerne. Når kernen kollapser, når densiteten og temperaturen skyhøjder, og tyngdekraften bliver endnu stærkere. Gassen i kernen bliver elektron-degenereret, når størrelsen på kernen når omkring Jordens størrelse. I modsætning til den elektron-degenererede kerne i en let rød kæmpestjerne, er vægten der ligger og trykker på jern-kernen, imidlertid så stor, at den ikke kan understøttes af elektron-degeneration. Som sammenbruddet fortsætter, når kernen temperaturer på 10 milliarder K (1010 K) eller mere, mens densiteten overstiger 1010 kg per kubikmeter (kg/m3) – det er 10 gange mere end densiteten af en elektron-degenereret hvid dværg.
Disse ekstreme temperaturer og tryk, udløser grundlæggende ændringer i kernen. De lover som beskriver termisk stråling siger, at ved disse temperaturer, er stjernens kerne oversvømmet med ekstrem termisk stråling. Denne stråling er så energisk, at termiske gammastråle-fotoner dannes med tilstrækkelig energi, til at bryde jern-kernen fra hinanden til helium-kerner. Denne proces, kaldet foto-disintegration, absorbere termisk energi og begynder at reversere resultaterne af nuklear fusion. Samtidig er kernens densitet så stor, at elektronerne presses ind i atomkernerne, hvor de fusionere med protoner og danner neutroner (og neutronrige isotoper i stjernens kerne). Denne proces forbruger også termisk energi, og frarøver kernen mere af dens trykunderstøttelse. Neutrinoer fortsætter med at strømme ud af kernen på den døende stjerne, og tager mere energi med dem. Kernens sammenbrud accelererer, og når hastigheder på 70.000 km/s (næsten 1/4 af lysets hastighed) unders dens indfald. Disse begivenheder, finder sted inden for et sekund.
Under de ekstreme forhold der eksistere i midten af stjernen, danne neutrinoer med en enorm hastighed. I løbet af det næste sekund eller to, bliver næsten 1/5 af kernemassen omdannet til neutrinoer. De fleste af disse neutrinoer, strømmer udad gennem stjernen; men ved de ekstreme densiteter der findes i den kollapsede kerne, passerer ikke engang neutrinoer med fuldstændig frihed. Et par tiendedele af energien fra neutrinoerne som strømmer ud af kernen på den døende stjerne, bliver fanget af det tætte materiale bag den ekspanderende chokbølge. Energien i disse fangede neutrinoer, øger trykket og temperaturen i denne region, højere end nogensinde før, og blæser en boble af ekstrem varm gas og intens stråling op, omkring stjernens kerne. Trykket fra denne boble, øger styrken af chokbølgen, som bevæger sig udad gennem stjernen. Inden for et minut, er chokbølgen nået gennem helium-skallen i stjernen. Inden for et par timer, når den til selve stjernens overflade, og opvarmer overfladen til 500.000 K, og udstøder materiale med hastigheder på op til omkring 30.000 km/s. Den udviklede tunge stjerne (se figur 16.10a), er eksploderet som en type II supernova, og efterlader en sky af støv og gas (se figur 16.10b).
