stjerner

Nej. Stjerner i den supertunge ende af Hertzsprung-Russel diagrammet (superkæmper), dvs med masser over ca. 40 solmasser, dør på anden vis end deres lettere kolleger.

Når stjerner letter end ca. 40 solmasser løber tør for brint kan strålingstrykket ikke længere modstå gravitationen. Gravitationen bevirker da en sammenpresning af kernen hvorved dennes temperatur stiger. Når temperaturen bliver tilstrækkeligt høj vil Helium, som jo er restproduktet af den forudgående brintfusion, fusionere. Herved opvarmes en skal af brint om kernen og brintfusion igangsættes. Strålingstrykket fra denne brintfusion er tilstrækkeligt stor til at overvinde gravitationen. Derved vil strålingstrykke bevirke en udvidelse af gassen. Med udvidelsen falder temperaturen i gassen hvorved stjernen rasler ned gennem spektralklasserne og bliver en rød kæmpe. Processen kan gentages når Helium slipper op. Restproduktet af Helium fusion (kulstof/ilt) kan atter fusionere når kernen kontraherer grundet gravitationen. Men derefter er det slut.

Superkæmperne er så massive at de kan vedblive at fusionere stadigt tungere elementer i kernen indtil denne består af jern - det mest stabile element. Deres udviklingsmønster er anderledes, primært grundet et stort massetab forårsaget af strålingstrykket. Disse stjerner bliver ikke røde. De er hvide til blå-hvide.

Tsk tsk, sikke dog en masse slåfejl...

der dannes jo en triple-alfa process. For mindre stjerner sker der jo et helium flash og får de større fortsætter en gradvis heliumbrændsel.
bliver de mindre så ikke bare røde stjerner, mens de store bliver røde kæmper??

Først må vi have på plads at alle stjerner i hovedserien formelt er dværge uagtet deres luminositet eller størrelse.

Kæmper er efterkommere af hovedseriestjerner med masser under skønsmæssigt 5-10 solmasser og spektralklasse ca. fra A-M.

Superkæmper er efterkommere af hovedseriestjerne (dværge!) med spektralklasse O eller B.

Udfra navngivningen alene skulle man tro, at en superkæmpe er det samme som en kæmpe, bare i "stor" skala i en eller anden forstand. Det er ikke tilfældet. De udvikler sig helt forskelligt.

Udviklingen af de stjerner, der bliver superkæmper, er indledningsvis den samme, som af de stjerner, der bliver kæmper. Brintfusionen i kernen aftager efterhånden som brintmængden mindskes og der igangsættes en kontraktion og afkøling.

O og B stjerner letter end ca. 40 solmasser fortsætter med at afkøles hele vejen tværs over HR-diagrammet til klasse K og M. Når de når klasse M er kernetemperaturen grundet kontraktionen nået op på de omtrentligt 150 millioner grader og heliumfusion indtræder. Herved bevæger stjernen sig atter til venstre tværs over HR diagrammet men når aldrig længere end spektralklasse ca. A. Disse stjerner er røde superkæmper.

Meget tunge O og B stjerner med masser over 40 solmasser når aldrig at afkøles til mere end ca. klasse A førend kernetemperaturen grundet kontraktionen er høj nok til at heliumfusionen igangsættes. Herved bevæger stjernen sig attre mod venstre i HR diagrammet og når faktisk under heliumforbrændingen helt ud i klasse O igen. Disse stjerner er blå superkæmper.

Det er korrekt, at heliumfusionen i de lettere stjerner, kan igangsættes meget hurtigt i et såkaldt helium flash. Selvom der ikke optræder et helium flash i tungere stjerner, foregår fusionen dog efter 3-alpha processen i alle heliumforbrændende stjerner. Helium flashet i sig selv er ikke afgørende for stjernens endeligt.