Kako eksplodiraju zvezde; 2 Početak kraja

Kad je sav vodonik u središtu zvezde potrošen, sagorevanje se prekida. Sa prestankom daljeg oslobađanja energije, jezgro zvezde postaje nestabilno prema uticaju gravitacije. Nesposobno da nosi sopstvenu težinu jezgro bogato helijumom počinje da se skuplja. Kako se ono sve više i više sabija temperatura u njegovoj unutrašnjosti počinje da raste. Iako nema više vodonika u centru zvezde, vodoničnog goriva ima u izobilju između jezgra i površine. Najzad, temperatura u okruženju jezgra koje kolapsira postaje dovoljno visoka da omogući sagorevanje vodonika.

Posmatrač iz daleka u početku neće zapaziti ništa neobično na ovoj zvezdi, ali kada započne sagorevanje vodonika u ljusci zvezda je stekla novi izvor energije. Postepeno, u početku skoro neprimetno, zvezda počinje da raste. Dok jezgro zvezde nastavlja da se skuplja njeni spoljni slojevi polako se udaljavaju od centra.

Temperatura u jezgru sve više raste i kada ona dostigne 100 miliona stepeni jezgra helijuma se kreću tako brzo i sudaraju tako žestoko da se njihovim stapanjem obrazuje ugljenik i kiseonik. Prvi put u istoriji zvezde došlo je do nove termonuklearne reakcije, do sagorevanja helijuma. (slika 20.3)

Kada se helijum upali zvezda dobija nov izvor energije koji sprečava dalju kontrakciju. Duboko u utrobi zvezde odigravaju se dve termonuklearne reakcije: sagorevanje helijuma u centru, okruženo ljuskom u kojoj sagoreva vodonik. Kao dramatičan odgovor na ovaj dvostruki izvor energije zvezda počinje da raste do ogromnih dimenzija, povećavajući svoju zapreminu milijardu puta. Dok se spoljni slojevi sve više udaljavaju rastojanja između atoma postaju sve veća, gustina i pritisak opadaju, a samim tim i temperatura. Površina ove ogromne zvezde postaje hladna.

Površina zvezde tada će sijati crvenkastim plamenom, kao ugalj u peći ili potkovica na kovačevom ognjištu. Ovaj tip zvezda naziva se crveni džin.

Skoro svaka crvenkasta zvezda koju vidimo na nebu je crveni džin. Lepi primeri su Aldebaran (Bik), Antares (Škorpija), Arkturus (Pastir) i Betelgez (Orion). Sve te zvezde imaju vrela gusta jezgra koja sagorevaju helijum i vodonik. Sve one imaju ogromne, pramenaste, naduvane atmosfere, užarene do raznih nijansi krvavo crvenog usijanja.


Aldebaran. U cenru je ucrtano Sunce u srazmeri sa Aldebaranom. Kružnica oko Aldebarana predstavlja putanju Merkura.	Betalgeuse. Na desnoj slici su ucrtane orbite Marsa i Jupitera. Ova zvezda bi da se nalazi na mestu Sunca progutala Mars. Crveni "oreol" je izuzetno razredjena atmosfera zvezde.

Kao što je helijum pepeo pri sagorevanju vodonika, tako su ugljenik i kiseonik pepeo pri sagorevanju helijuma. Posle nekoliko milijardi godina helijum će biti potrošen i sagorevanje će prestati. Jezgro zvezde opet postaje nestabilno, ono počinje opet da se skuplja pod uticajem gravitacije. Temperatura i pritisak nastavljaju da rastu. U jednom trenutku, kada temperatura postane dovoljno visoka, počinje sagorevanje helijuma u tankoj ljusci oko jezgra. U ovoj fazi u zvezdi se opet odigravaju dve nuklearne reakcije: u unutrašnjoj ljusci sagoreva helijum a u spoljašnjoj sagoreva vodonik. (slika 20.7)

Ovo je poslednji stupanj u životu zvezde slične Suncu. Takve zvezde nemaju dovoljno mase da potpale bilo koju dalju termonuklearnu reakciju. Težina spoljnih slojeva zvezde nije dovoljna da poveća temperaturu jezgra toliko da bi otpočelo sagorevanje ugljenika i kiseonika. Ugljenično-kiseonično jezgro ostaje inertno dok ljuske u kojima sagorevaju vodonik i helijum polako prodiru ka površini u potrazi za svežim gorivom.

Ni ova konfiguracija nije postojana i zvezda počinje polako da pulsira. Pri svakoj ekspanziji unutrašnjost zvezde neznatno se hladi a time usporava nuklearne reakcije. Smanjena proizvodnja energije omogućava zvezdi da se skupi što opet dovodi do paljenja unutrašnje vatre. Ovaj kratak porast u proizvodnji energije izaziva ponovnu ekspanziju i ciklus opet počinje. (slika 20.10)

Hiljade godina prolazi između termalnih pulseva. Konačno pulsevi postaju tako grčeviti da se spoljni slojevi potpuno odvajaju od izgorelog jezgra. Ovi spoljni slojevi polako plove u prostor otkrivajući mrtvo telo zvezde. Tek ogoljeno mrtvo jezgro može imati temperaturu od 100 hiljada stepeni i sijati intenzivnom UV svetlošću. Ovo zračenje izaziva fluorescenciju spoljašnjeg sloja koji se širi, tako da on sija neviđenom lepotom. Konačan rezultat je planetarna maglina koja okružuje mrtvu zvezdu. (slika 20.11)

Planetarne magline su kratkotrajne pojave u vasioni. Posle samo 50 hiljada godina gasoviti omotač koji se sve više i više širi postaće tako tanak da se maglina više neće videti. U međuvremenu dok mrtva zvezda zrači toplotu u prostor njena veličina postepeno se smanjuje. U nemogućnosti da potpali bilo koju dalju termonuklearnu reakciju, zvezda se skuplja dok se ne smanji približno na veličinu Zemlje. Zvezda je tada postala beli patuljak. (slika 20.5)