16.1 – Variationer i stjernemassen

 ​​ ​​​​ Stjerner med masser mellem 3 og 8​​ MB, findes i noget af en gråzone mellem de lette stjerner omtalt i kapitel 15 og de tunge stjerner omtalt i dette kapitel. Som tunge stjerner, forbrænder disse stjerner med en mellemliggende masse, hydrogen via CNO-cyklussen. De forlader også hovedserien på samme måde som tunge stjerner gør, ved helium-forbrænding i kernen, umiddelbart efter deres hydrogen er sluppet op. De hopper også heliumflash-fasen hos letter stjerner over. Når helium-forbrændingen i kernen er afsluttet, er temperaturen i kernen på disse mellemliggende stjerner imidlertid for lav, til at carbon-forbrænding kan starte. Fra dette tidspunkt, udvikler stjernen sig mere som en let stjerne, og stiger op af den asymptotiske kæmpegren, forbrændende helium og hydrogen i skaller omkring en degenereret kerne, og udstøder herefter sine yderste lag og efterladen en hvid dværg. Imidlertid, kan de kemiske sammensætninger af planetariske tåger og hvide dværge efterladt af disse mellemliggende stjerner, dog være helt forskellige fra dem efterladt af en ægte let stjerne.

 

 ​​ ​​​​ Stjerner der er massive nok, til at kunne forbrænde tungere grundstoffer, udviser megen variation, før de eksploderer. Hvad der sker med stjernen når den forlader hovedserien, bestemmes primært af dens masse, selvom kemisk sammensætning og rotation også spiller en rolle. Den kemiske sammensætning varierer, fordi nye stjerner bliver født, med forskellige mængder af tunge grundstoffer. Men generelt går stjerner med masser under 15​​ MB​​ gennem en rød superkæmpe-fase, måske med en Cepheid-variabel fase. Stjerner under 30​​ MB, bevæger sig frem og tilbage i H-R diagrammet – bliver første røde, så blå og så røde superkæmper igen (nogle gange med en kort periode som en gul superkæmpe) afhængig af, hvad der forbrændes i deres kerne.

 

 ​​ ​​​​ Tungere stjerner, går gennem Wolf-Rayet (WR) og/eller stærkt lysende blå variabel faser (LBV). WR-stjerner, bliver identificeret ud fra kraftige emissionslinjer for helium (He), carbon (C), nitrogen (N) og oxygen (O) i deres spektre. Disse stjerner udstøder kontinuerligt gas til rummet (se figur 16.13a), og de fleste bliver til sidst til en supernova. LBV-stjerner er varme, lysstærke, og ekstremt sjældne stjerner, der kan være så massive som 150​​ MB. Et eksempel er Eta Carinae (se figur 16.13b), et binært system med en 120​​ MB​​ stjerne, og en lysstyrke (opsummeret henover alle bølgelængder) på 5 millioner Sole (5 millioner​​ LB). I øjeblikket, mister Eta Carinae masse, med en hastighed på omkring 10-3​​ MB​​ per år (det samme som 1​​ MB​​ hver 1.000 år). Men i løbet af et udbrud fra det 19. århundrede, hvor Eta Carinae blev den næstklareste stjerne på himlen, må dens massetab have nået en hastighed på 0,1​​ MB​​ per år og have udstødt 2​​ MB​​ af materiale i løbet af blot 20 år. Eta Carinae, forventes at eksplodere i, en astronomisk set, nær fremtid.

 

Figur 16.13​​ – (a) en Eolf-Rauet (WR) stjerne (centrum) udstøder sine yderste lag, som danner en støv- og gassky. (b) I dette billede af den lysstærke blå variable stjerne (LBV) Eta Carinae, ses en ekspanderende sky af udstødt af støvmateriale i optisk (blå) og røntgen (gul) lys. Stjernen selv, som stort set er skjult af det omgivende støv, har en lysstyrke på 5 millioner LB​​ og en masse, der sandsynligvis overstiger 120 MB. Støvet opstår, når flygtigt materiale fra stjernen, kondensere