Sterkern

Op dezelfde wijze zal een toegenomen energieproductie in de sterkern de ster doen uitzetten en neemt de druk op de sterkern hierdoor wat af.

Bij sterren tussen de 1,5 M ☉ en 6 M ☉ zal de sterkern van helium blijven groeien tot de limiet wordt bereikt, waarop de kern rap zal gaan inkrimpen totdat er voldoende temperatuur bereikt wordt voor het fuseren van helium.

De implosie van de sterkern gaat door totdat, binnen enkele milliseconden, een dichtheid wordt bereikt die even groot is als die van atoomkernen (~10 18 kg/m³).

De levensduur van een sterkern van waterstof wordt minder naarmate de ster meer massa bevat.

Deze voorlopers van de rode superreus op de hoofdreeks, die dan nog niet rood zijn, verbruiken het waterstof uit de sterkern in zo'n vijf tot twintig miljoen jaar.

Een doorsnede van de Zon, met de sterkern op de bodem.

Een ster zal nabij haar startpositie op de hoofdreeks blijven totdat er een substantiële hoeveelheid waterstof in de sterkern is verbruikt.

Het binnenste deel van de sterkern wordt tot neutronen samengeperst (c), waardoor de ineenstortende materie terugkaatst (d) en er een naar buiten gerichte schokgolf ontstaat (rood).

Hierop kan de sterkern gaan uitzetten en afkoelen, waarop stabiele kernfusie van helium kan volgen.

Met een stermassa van meer dan 2,25 M ☉ zal een sterkern niet in ontaarde toestand komen voordat deze heliumfusie kan starten.

Nadat het helium in de sterkern is opgemaakt, begint de ster weer naar rechtsboven in het HR diagram te lopen.

Hierdoor stroomt een deel van zijn eigen massa naar de sterkern.

Ook het toenemend gehalte van zware elementen in de sterkern als gevolg van de voortschrijdende kernfusie speelt hierin een rol.

Dit is bijzonder traag voor zo'n zware ster en schakelt meteen rotationele vermenging uit als belangrijk effect voor de bepaling van de grootte van de sterkern.

De sterkern zal dus nóg verder ineenstorten.

Er wordt wel beweerd dat fotodesintegratie van 62 Ni tot 56 Fe energetisch mogelijk is in een bijzondere hete sterkern, ten gevolge van bètaverval van neutrons tot protonen.

Bij de intense hitte die in de sterkern is opgebouwd (~10 10 Kelvin) zijn de fotonen zo krachtig dat ze ijzerkernen kunnen splijten ("fotodesintegratie"); de energie in die fotonen wordt hierbij verbruikt.

Ontstaan In een sterkern vindt door de enorme druk van diens massa kernfusie plaats.