כוכבים אשר המסה הראשונית שלהם היא בתחום של 0.5 מסות שמש עד 8 מסות שמש יסיימו להתיך את המימן שבליבה שלהם. במצב הזה, מתפתחת ליבת הליום מנוונת, ללא תהליכים גרעינים בתוכה. הלחץ של האלקטרונים המנוונים מונע המשך קריסה של הליבה והכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי חדש. מעל הליבה מתפתחת שכבה דקה שבה מימן מותך להליום. המעטפת החיצונית מתנפחת ובמקביל הטמפרטורה שלה יורדת. הכוכב הופך להיות ענק אדום (RGB) ומתחיל לאבד מסה באופן רציף ומשמעותי.
כתוצאה מהתכת המימן מחוץ לליבה, ליבת ההליום הולכת וגדלה ואיתה גדלים הלחץ והטמפרטורה בליבה. כאשר הלחץ והטמפרטורה מספיקים להצתת ההליום, מתחיל תהליך גרעיני של התכת הליום לפחמן ובשלב מאוחר יותר גם לחמצן. כתוצאה מכך, הליבה מתנפחת, הניוון של הליבה נעלם ונפסקת התכת המימן להליום מחוץ לליבה. מעטפת הכוכב מתכווצת וטמפרטורת הפנים של הכוכב עולה. הכוכב נכנס לשלב יציב נוסף בהתפתחות שלו, ותופס את מקומו על הענף המאוזן בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. הכוכב גדול יותר מגודלו בשלב הסדרה הראשית והבהירות שלו גבוהה יותר והופך להיות כוכב משתנה מסוג קפאיד. שלב זה מכונה לעתים הסדרה הראשית של ההליום והוא קצר בהרבה מהשלב בו הכוכב היה בסדרה הראשית.
כאשר ההליום בליבה כלה, הכוכב הופך שנית לענק אדום. בשלב זה לכוכב ליבה שמורכבת בעיקר מפחמן וחמצן ומעליה 2 קליפות בוערות, האחת של הליום (הפנימית) והשנייה של מימן (החיצונית יותר). שלב זה מכונה הענף האסימפטוטי של הענקים (AGB), במהלכו רדיוס הכוכב וכן ההארה שלו הולכים וגדלים, טמפרטורת הפנים יורדת והכוכב מאבד מסה מהמעטפת בקצב הולך וגדל. מסלול ההתפתחות במהלך ה-AGB מקביל להתפתחות במהלך ה-RGB אבל עוצמת ההארה וקצב יצור האנרגיה גבוהים יותר והכוכב נמצא בשלב זה למשך זמן קצר יותר. תהליכי ערבול שקיימים בשלב זה בכוכב, מעשירים את המעטפת ביסודות כבדים (בעיקר פחמן וחמצן).
המעטפת העשירה במימן (וכן ביסודות כבדים יותר) מתכלה והולכת. כאשר היא יורדת למספר מאיות מסות שמש, שארית הכוכב מתחילה להתכווץ וקצב איבוד המסה עולה. לתקופה קצרה נוצרת על-רוח (super wind) במהלכה שארית המעטפת נפלטת מהכוכב במהירות מאד גבוהה. הכוכב נפרד לשני מרכיבים שמתפתחים בנפרד, המעטפת והליבה. ליבת הכוכב נחשפת ומתקבל ננס לבן, המורכב בעיקר מפחמן וחמצן. בננס הלבן לא מתרחשים תהליכים גרעיניים ואין לו מקורות אנרגיה. הטמפרטורה שלו בשלב זה היא 120,000-150,000 מעלות קלווין והוא הולך ומתקרר בתהליך שנמשך מאות אלפי שנים. המסה המקסימלית האפשרית לננס לבן היא 1.44 מסות שמש (מסת צ'נדראסקאר או גבול צ'נדראסקאר).
תהליכי איבוד המסה שתוארו לעיל, גורמים לכך כי כוכבים בטווח מסות רחב (עד בערך 8 מסות שמש) מסיימים את חייהם עם מסה נמוכה מהמסה הגבולית. במקביל, שאריות המעטפת הולכות ומתפשטות. החומר שעזב את הכוכב במהלך רוח העל, מתנגש עם חומר שעזב את הכוכב בשלבים מוקדמים יותר וגורם לו לזהור ובכך הוא יוצר את המראות המרהיבים של ערפיליות פלנטריות. ערפילית פלנטרית מורכבת בעיקר ממימן אבל מכילה גם יסודות כבדים יותר, כגון הליום, פחמן וחמצן.
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה