Av Karen Adams, uppdaterad 24 mars 2022
En stjärnas död är inte ett slutgiltigt slut utan en omvandling som skapar nya kosmiska strukturer. Eftersom universum fortfarande är ungt förlitar sig astronomer på modeller och observationer för att få ihop stjärnornas livscykel.
Stjärnor med massor upp till cirka 0,5 M☉ (halva solens massa) undviker kärnkollaps. Efter att ha förbrukat väte och helium, tappar de sina yttre lager och lämnar efter sig en tät, elektrondegenererad kärna – en vit dvärg.
En vit dvärg är en rest av en stjärna med låg massa. Dess kärna, som huvudsakligen består av kol och syre, stöds av elektrondegenerationstryck. Även om den inte kan smälta bränsle, kyls den gradvis av under miljarder år och strålar ut sin restvärme ut i rymden.
I den röda jättefasen drar en stjärnas kärna ihop medan dess yttre hölje expanderar. Heliumfusion i kärnan producerar kol och syre, och stjärnans yttre skikt drivs så småningom ut och bildar en glödande planetarisk nebulosa och lämnar efter sig en ny vit dvärg.
Chandrasekhar-gränsen—1,4M☉—definierar den maximala massan som en vit dvärg kan bära. Stjärnor under denna tröskel slutar sina liv som vita dvärgar. Mer massiva stjärnor överskrider denna gräns, kollapsar till neutronstjärnor och, om de når cirka 5M☉ eller mer, kan de explodera som kärnkollapssupernovor och lämnar efter sig neutronstjärnor eller svarta hål.
