Aké sú posledné etapy v živote hviezdy podobnej veľkosti ako slnko?

Aby sme pochopili, čo sa stane na konci života hviezdy podobnej slnku, pomôže nám to pochopiť, ako sa hviezdy vytvárajú a ako svietia. Slnko je priemerná hviezda a na rozdiel od obra ako Eta Carinae nevyjde ako supernova a nenechá po sebe čiernu dieru. Namiesto toho sa slnko stane bielym trpaslíkom a jednoducho zmizne.

Hviezdy sa rodia z medzigalaktického prachu. Keď sa okolo centrálneho jadra pomaly začne točiť oblak naplnený prachom a vodíkom a plynným héliom, jadro priťahuje viac hmota a zvyšujúci sa tlak ju ohrieva, až kým sa dostatočne nezhreje na to, aby sa vodíkový plyn spojil v jadrovej reakcii. Energia generovaná fúznymi reakciami zabraňuje ďalšiemu kolapsu a jadro sa stáva hviezdou hlavnej sekvencie. Masívne hviezdy rýchlo využívajú svoje vodíkové palivo a môžu vyhorieť už za 3 milióny rokov. Hlavná postupnosť hviezdy podobnej slnku je však asi 10 miliárd rokov.

Keď hviezda veľkosti slnka spotrebuje vodík vo svojom jadre, fúzia sa zastaví a teplota nie je dosť vysoká na to, aby mohla začať fúzia hélia. Nedostatok vonkajšieho radiačného tlaku umožňuje, aby sa jadro stiahlo. Pretože sa jadro sťahuje a gravitačná príťažlivosť slabne, vonkajšia vrstva sa ochladí, zmení sa na červenú a začne sa rozpínať a hviezda sa zmení na červeného obra. Červené obry zvyčajne dorastajú do 10 až 100-násobku priemeru hviezdy hlavnej sekvencie. Keď slnko vstúpi do svojej fázy červených obrov, ktorá bude trvať 1 až 2 miliardy rokov, mohlo by vyrásť dosť veľké na to, aby pohltilo Zem.

Ako jadro červeného obra sa elektróny zmršťujú tak blízko seba, že sa stávajú dôležité kvantovo mechanické princípy. Princíp vylúčenia Pauliho určuje, že žiadne dva elektróny nemôžu obsadzovať rovnaký stav a sily odpudzovania budú silnejšie ako tepelný tlak a nezávislé od teploty. Hmota v tomto stave sa považuje za zdegenerovanú a umožňuje výskyt výbušných reakcií. Hélium v ​​jadre začne fúzovať na uhlík, zatiaľ čo vodík vo vrstve obklopujúcej jadro tiež začne fúzovať na hélium. Tieto reakcie vytvárajú viac vonkajšieho tlaku, čo vedie k ešte väčšiemu rozšíreniu hviezdy. Toto je druhá fáza červeného obra a trvá asi milión rokov.

Jadro červeného obra nakoniec dosiahne bod, v ktorom sa kvôli kvantovo-mechanickým princípom už nemôže zrútiť a začne horieť modrastým bielym svetlom a stáva sa z neho biely trpaslík. Do tejto doby je jej hmotnosť podobná hmotnosti pôvodnej hviezdy, ale jej priemer je približne taký veľký ako Zem, takže je superhustý. Nakoniec sa ochladí, zmení sa na čierneho trpaslíka a zotmie sa. Aj keď je to stále biely trpaslík, plyny tvoriace vonkajšiu vrstvu hviezdy sa ochladzujú a odnášajú od jadra vo formácii známej ako planetárna hmlovina. Medzi známe príklady patria hmloviny Prsteň a Mačacie oko.