Massen af en stjerne er det eneste kendetegn, der bestemmer den himmelske legems skæbne. Dens ophør af opførsel afhænger helt af dens masse. For lette stjerner kommer døden stille, en rød kæmpe kaster sin hud for at efterlade den dæmpende hvide dværg bagved. Men finalen for en tungere stjerne kan være ret eksplosiv!
Kategoridefinition
•••Yuriy Mazur / iStock / Getty Images
Medium stjerner er dem, der for store til at ende som hvide dværge og for små til at blive sorte huller tilbringer deres døende år som neutronstjerner. Forskere har observeret, at denne kategori har en nedre grænse på lige over 1,4 solmasser og en øvre grænse i nærheden af 3,2 solmasser. (En "solmasse" er en måleenhed omtrent den samme masse som vores sol.)
Protostar
•••Getty Images / Photodisc / Getty Images
Stjernens størrelse bestemmes af, hvor meget stof der er tilgængeligt i dets modernebula. Denne sky af støv og gas begynder at kollapse over sig selv på grund af tyngdekraften og danner en stadig mere varm, lys, tæt masse i centrum: en protostjerne.
Hovedsekvens
•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images
Når protostjernen er tilstrækkelig varm og tæt, begynder processen med brintfusion at finde sted i sin kerne. Fusion producerer tilstrækkeligt strålingstryk til at modvirke tyngdekraften; dermed ophører tyngdekraftkollaps. Protostjernen er blevet en faktisk stjerne i sin hovedsekvensfase. Stjernen vil bruge størstedelen af sin levetid i denne periode med stabilitet og generere lys og varme via fusion af brint til helium i millioner af år.
Rød kæmpe
•••m-gucci / iStock / Getty Images
Når stjernens kerne løber tør for brint, har tyngdekraften sin vej igen - det vil sige indtil temperaturen stige højt nok til at tillade heliumfusion, som producerer det ydre tryk, der er nødvendigt for at stabilisere sig ting. Når der ikke er noget helium tilbage, begynder cyklussen igen. Kernen svinger således mellem tilstande for kompression og ligevægt, når stadig mere fusionsreaktioner ved høj temperatur finder sted. I mellemtiden får den ekstreme varme stjernens ydre lag eller "skal" til at ekspandere til en radius, der kan sammenlignes med jordens bane. I så stor afstand fra kernen vil skallen køle ned nok til at blive rød. Stjernen er nu en rød kæmpe.
Supernova
•••pixelparticle / iStock / Getty Images
Atomreaktioner ophører for evigt, når stjernens kerne reduceres til jern; dette element sikres ikke uden yderligere energiforsyning. Gravitationskollaps genoptages katastrofalt med en kraft, der er stærk nok til at ødelægge selve kernerne i atomerne, der udgør kernen. Dette genererer så meget energi, at eksplosionen dominerer himlen i lysår i alle retninger. Stjernen er blevet supernova.
Neutron stjerne
•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images
I mellemtiden er det, der er tilbage af stjernen, krympet til en diameter, der ikke er større end et par kilometer - omtrent på størrelse med en by. Ved denne tæthed er det udadgående tryk genereret af protoner og neutroner, der reagerer på kompression, endelig tilstrækkeligt til at standse tyngdekraften. Stjernen er så tæt, at hvis du kunne bringe en teskefuld af dens materiale til Jorden, ville den veje en billion tons. Den roterer op til 30 gange i sekundet og udviser et meget stort magnetfelt. Det er en neutronstjerne, den sidste fase af en mellemstor stjernes livscyklus.
