En stjerne dør – hvite og sorte dverger, røde kjemper og superkjemper

En stjerne tilbringer 90% av livet i hovedserien hvor den er stabil og har en normal fusjonsprosess av hydrogen til helium. Hvor lenge en stjerne «lever» avhenger av dens størrelse. De minste stjernene kalles røde dverger og har ca halvparten av solas masse. Disse har en svært lang levetid som kan vare 1 – 12 trillioner år. Derfor har enda ingen røde dverger rukket å slukne. Store giganter kan leve i «bare» 10 millioner år, mens vår egen sol er på midten med 10 milliarder år. Forskjellene her går på hvor mye av massen som stjernen bruker i fusjonsprosessen, samt hvor mye som forbrennes på en gang. Hos en middels stor stjerne som solen vil bare en del av gassen forbrennes i kjernefusjon. Den indre energien presser ikke kjernemassen helt ut til overflaten og det er bare strålingsenergi som trenger helt ut. De mindre stjernene har både mye mindre forbruk på en gang samt at de røde dvergene får brent all hydrogenet med at hele stjernemassen blandes med seg selv.

Etter hovedserien går stjernene gjennom en mellomfase hvor de eser ut som kjemper. Stjerner på opp til 6 solmasser blir de hva vi kaller røde kjemper, og de enda større stjernene blir til superkjemper. Deretter vil de røde kjempene etter en avskalling gå over til å bli hvite dverger. De er egentlig ikke stjerner stjerner lenger da fordi de ikke lenger har en fusjonsprosess, men er stjernerester som nøytronstjerner og sorte hull. De hvite dvergene vil gradvis avkjøles over svært lang tid og ende opp som en såkalt sort dverg. Superkjempene derimot har en mer voldsom avslutning på livet. De ender opp med en supernovaeksplosjon. Hvor mye solmasse som er igjen etter supernovaeksplosjonen vil avgjøre om de ender opp som nøytronstjerner eller sorte hull.

For å se på utviklingen av middels store stjerner kan vi se på vår egen sol. Når hydrogenet er brukt opp vil den trekke seg sammen på grunn av gravitasjonskreftene som ikke lenger blirt holdt i sjakk av hydrogenets kjernefysiske reaksjoner. Dette vil føre til at kjernen får en voldsom økning av tetthet og en temperatur på over 100 millioner grader. Da blir solkjernen varm nok til å forbrenne helium som trenger 10 ganger varmere kjerne enn for å forbrenne hydrogen. Med 80 millioner grader kan helium fusjonere til karbon.

En stjerne som bruker 10 milliarder år på å forbrenne hydrogenet, bruker bare 100 millioner år på å forbruke hellumlageret. Varmen fra heliumforbrenningen gjør at sola utvider seg mye og blir en rød kjempe. I vårt solsystem vil sola bli så stor at den vil spise opp Merkur og Venus. Antakeligvis vil jorda akkurat unngå å bli slukt på grunn av at den vil endre bane noe på grunn av endrede gravitasjonskrefter fra sola som mister masse, men alt liv vil bli utslettet på grunn av den voldsomme heten.

Denne røde kjempen vil ha så svak gravitasjon på stjernens ytre at de ytterste gasslagene av sola vil forsvinne ut i rommet. Vi får altså et glødende gasslag som vil ligge utenfor den døende stjernens kjerne. Det ytre laget av sola vil forsvinne og vi får igjen en liten hvit dverg hovedsaklig av karbon og noe oksygen som gradvis vil avkjøles. Dette er en glohet diamant som sakte avkjøles hvor elektronene ligger i et så tett mønster de kan ligge uten å krasje inni hverandre. Vår egen sol vil bli så sammenpresset at den blir på størrelse med månen!

Stjerner får altså etter hovedserien en mellomfase som kjempe og denne ender i en avskalling enten i form av en supernova (som vi kommer tilbake til) eller den mindre dramatiske avskallingen til en rød kjempe. Stjerner som da har en restmasse på opp til 1,38 solmasser vil ende opp som hvite dverger. Det som holder gravitasjonskreftene i sjakk nå vil være energien i elektronene. Selv om atomenergien forsvinner, vil likevel elektrontrykket hindre en total sammentrekning på vanlige stjerner. Jo hardere elektoner presses mot hverandre, jo mer vil de forsøke å presse seg vekk. Dette er enorme krefter. En stjerne som sola vil på grunn av dette ikke kollapse fullstendig under sin egen tyngde, selv om gravitasjonskraften er enormt sterk. Vi kan se for oss å prøve presse sammen to sterke magnetiske motpoler. Hvite dverger er stjerner med stor tetthet, 300.000 ganger jordas masse komprimert inn på samme størrelse som månen. Bare en bitteliten klump av dette stoffet vil veie flere tonn. Hvite dverger vil fortsatt lyse i milliarder av år på grunn av strålingsenergi. Sirius B er et godt eksempel på en slik hvit dverg. Det tar så lang tid å avkjøle en hvit dverg til å bli hva som kalles en sort dverg (også kalt kald hvit dverg) at det er beregnet å ta en kvadrilion år! En sort dverg er rett og slett en hvit dverg avkjølt til rommets temperatur som dermed ikke stråler lenger.

siriusBildet til venstre er en illustrasjon hvor Sirius B er den lille stjerna til høyre. («Sirius A and B artwork» av NASA, ESA and G. Bacon (STScI) – Lisensiert under Offentlig eiendom.) Sirius B var tidligere den største av disse to stjernene før den ble en hvit dverg med bare halvparten av massen til Sirius A og 1/10’000 av lysstyrken.

Store stjerner vil på slutten av hovedserien vokse til å bli superkjemper som igjen vil bli supernovaer. Restene av disse vil bli til nøytronstjerner eller sorte hull. De aller største stjernene som er mellom 150 – 300 solmasser lurer en nå på om eksploderer totalt uten at det er igjen noen stjernerest og kjerne. Supernovaer, nøytronstjerner og sorte hull vil vi omtale nærmere i egne avsnitt.