Mimo uwolnienia potężnej energii, nie zmienia się powierzchnia gwiazdy. Energia dociera do powierzchni znacznie później. Tymczasem zostaje zużyta na wzrost temperatury jądra oraz jego ekspansję. To poważnie zmienia strukturę gwiazdy i procesy w niej zachodzące. Elektrony w jądrze przestają być zdegenerowane i materia powraca do równowagi termodynamicznej charakterystycznej dla gazu (gęstość zależy od ciśnienia i temperatury). Wodorowa powłoka zostaje wypchnięta wyżej, co skutkuje obniżeniem ciśnienia i spadkiem jej temperatury, to zaś zmniejsza szybkość „spalania” wodoru. Po błysku gwiazda kurczy się, spada jej jasność, mimo rosnącej temperatury powierzchni.
U gwiazd o większej masie początkowej nie dochodzi do degeneracji, a zapalenie helu w jądrze przebiega spokojnie. Przepływ energii na zewnątrz rdzenia jest powolny, co powoduje wzrost temperatury i ciśnienia, co z kolei przyspiesza proces. Na skutek wzrostu temperatury ma miejsce ekspansja jądra. W rezultacie tej ekspansji spada ciśnienie, gęstość i temperatura do poziomu zapewniającego stabilne „spalanie” helu.
Po błysku helowym gwiazda schodzi z gałęzi czerwonych olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella i przechodzi na tzw. gałąź horyzontalną tego diagramu. Wówczas w jądrze spalany jest spokojnie hel.
Przypisy
Kategoria:Fizyka gwiazd Kategoria:Nukleosynteza