Jakie są końcowe etapy życia gwiazdy podobnej wielkością do Słońca?

Aby zrozumieć, co dzieje się pod koniec życia gwiazdy podobnej do Słońca, warto najpierw zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy powstają i jak świecą. Słońce jest gwiazdą średniej wielkości i, w przeciwieństwie do olbrzyma takiego jak Eta Carinae, nie wyjdzie jako supernowa i nie pozostawi po sobie czarnej dziury. Zamiast tego słońce stanie się białym karłem i po prostu zniknie.

Gwiazdy rodzą się z międzygalaktycznego pyłu. Gdy chmura wypełniona pyłem, wodorem i helem powoli zaczyna krążyć wokół centralnego jądra, rdzeń przyciąga więcej materii, a rosnące ciśnienie podgrzewa ją, aż stanie się wystarczająco gorące, aby wodór mógł się stopić w reakcji jądrowej. Energia generowana przez reakcje fuzji zapobiega dalszemu zapadaniu się, a rdzeń staje się gwiazdą ciągu głównego. Masywne gwiazdy szybko zużywają paliwo wodorowe i mogą wypalić się w ciągu zaledwie 3 milionów lat. Jednak ciąg główny gwiazdy podobnej do Słońca wynosi około 10 miliardów lat.

Kiedy gwiazda wielkości Słońca zużywa wodór w swoim jądrze, synteza zatrzymuje się, a temperatura nie jest wystarczająco wysoka, aby rozpoczęła się synteza helu. Brak zewnętrznego ciśnienia promieniowania pozwala na kurczenie się rdzenia. Ponieważ rdzeń kurczy się, a przyciąganie grawitacyjne słabnie, zewnętrzna warstwa ochładza się, zmienia kolor na czerwony i zaczyna się rozszerzać, a gwiazda zamienia się w czerwonego olbrzyma. Czerwone olbrzymy zwykle rosną do 10 do 100 razy średnicy gwiazdy ciągu głównego. Kiedy Słońce wejdzie w fazę czerwonego olbrzyma, która będzie trwać od 1 do 2 miliardów lat, może urosnąć na tyle, by pochłonąć Ziemię.

Gdy rdzeń czerwonego olbrzyma kurczy się, elektrony są upakowane tak blisko siebie, że zasady mechaniki kwantowej stają się ważne. Zasada wykluczenia Pauliego mówi, że żadne dwa elektrony nie mogą znajdować się w tym samym stanie, a siły odpychania stają się silniejsze niż ciśnienie termiczne i niezależne od temperatury. Mówi się, że materia w tym stanie jest zdegenerowana i umożliwia zachodzenie reakcji wybuchowych. Hel w rdzeniu zaczyna stapiać się w węgiel, podczas gdy wodór w warstwie otaczającej rdzeń również zaczyna stapiać się w hel. Reakcje te wytwarzają większe ciśnienie zewnętrzne, powodując jeszcze większe rozszerzanie się gwiazdy. To druga faza czerwonego olbrzyma, która trwa około miliona lat.

Rdzeń czerwonego olbrzyma w końcu osiąga punkt, w którym dzięki zasadom mechaniki kwantowej nie może się już zapaść i zaczyna płonąć niebieskawym białym światłem, stając się białym karłem. W tym czasie jej masa jest podobna do masy oryginalnej gwiazdy, ale jej średnica jest mniej więcej wielkości Ziemi, więc jest bardzo gęsta. W końcu ochładza się, zamienia w czarnego karła i ciemnieje. Chociaż jest to wciąż biały karzeł, gazy tworzące zewnętrzną warstwę gwiazdy ochładzają się i oddalają od jądra w formacji znanej jako mgławica planetarna. Dobrze znane przykłady to Mgławice Pierścień i Kocie Oko.