Mot den oppslukende slutten
Solen vil altså bli en “Rød kjempe” om ca. 5 milliarder år. Kjernens sammentrekning vil bli fulgt av en ekspandsjon av de ytre lagene. Omsider vil de ha ekspandert så langt at også Jorden muligens vil befinne seg innfor det ytterste laget. Temperaturen vil være lav, men luminositeten vil svare til 2 000 av dagens soler, og være svært kraftig.
Et kunstnerisk eksempel på hvordan sola kan se ut fra Jorda om 5 milliarder år.
Som jeg fortalte om på forrige side vil forbrenningen av helium starte når kjernen oppnår en svært høy temperatur. Nærmere 100 000 000 K. Denne prossessen kalles trippelalfa-effekten, og under kan du følge dens prosessen.
1. steg 4He + 4He –> 8Be
2. steg 4He –> 12C + gammastråling + energi
Det er også mulighet for et tredje ledd i prossessen.
3. steg 12C + 4He –> 16O + gammastråling + energi
Når temperaturen er høy nok vil trippelalfaeffekten tre i kraft og akselerere hurtig ettersom temperaturen fortsetter å stige. Denne utvidelsen følges igjen av en rask sammentrekning av stjernens ytre lag. Overflatetemperaturen øker, mens luminositeten minker. Mengden av helium i kjernen er nok til å holde denne forbrenningsprosessen gående i opptil 20% av tiden stjernen brant hydrogen – altså: Dersom stjernen brant hydrogen i 1 milliard år, vil den kunne overleve på helium i 200 millioner år. Etter at Helium i kjernen er brukt opp begynner stjernen igjen å trekke seg sammen inntil den stoppes av trykk fra forfalte elektroner. Frigjort gravitasjonsenergi varmer opp de innerste helium-rike lagene som dermed begynner å forbrenne helium. Energien fra den nye prosessen gjør at stjernen nok en gang utvider seg og blir en rød superkjempe! Denne superkjempen består nå av en utløpt oksygen- og karbonkjerne og et lag bestående av brennende helium, omgitt av et hydrogenbrennede lag, som igjen er omgitt av et hydrogenrikt lag. Etterhvert stopper imidlertid hydrogenbrenningen opp.
Denne animasjonen viser hvordan vår egen sol vil innta Jorda om ca. 5 milliarder år. Legg
merke til hvordan den skifter farge ettersom den ekspanderer.
Det er tre mulige endeprodukter når stjerner har gått tom for kjernefysisk brensel. De vil enten ende opp som en “hvit dverg”, nøytronstjerne eller et sort hull.
