Am achten Kurstag kehrten wir wieder zum ursprünglichen Thema des Sternenlebens zurück. Nun rückten wir den älteren Sternen auf die Pelle und verfolgten ihren Weg durch das Hertzsprung-Russel-Diagramm.
Wenn ein Stern auf der Hauptreihe altert, bedeutet das, dass ihm allmählich der Fusionsvorrat an Wasserstoff ausgeht. Tritt dieser Fall ein, so verlässt er auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) das Band der Hauptreihe und driftet nach oben hin zu höheren Leuchtkraftklassen. Zunächst verbrennt er in eingeschränkter Weise den noch übriggebliebenen Wasserstoff, der sich auf einer äußeren Schale in seinem Kern befindet. Das innere des Kerns besteht nun aus Helium, welches bei der Wasserstoff-Fusion in großen Mengen erzeugt wurde. Allerdings nimmt der Strahlungsdruck aufgrund der schwächeren Fusionsraten in der dünnen Außenschale ab und der Kern schrumpft. Durch den Gravitationsdruck von außen erhöht sich jedoch die Temperatur im Inneren des Kerns immer weiter, bis sie die Marke von ca. 100 Millionen Kelvin erreicht hat. Zu diesem Zeitpunkt hat sich der Stern bereits zu einem Unterriesen (Leuchtkraftklasse IV) entwickelt.
Ab dieser Temperatur von 100 Millionen Kelvin ist der Stern imstande, das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu fusionieren – mit einem Energieüberschuss. Dieser Vorgang der Heliumfusion wird auch Triple-Alpha-Prozess genannt.
Diese neue Energiequelle ist dermaßen überbordend, dass er sich weiter zu einem Riesen der Leuchtkraftklasse III entwickelt. Seine Oberflächentemperatur kühlt dabei merklich ab und er strahlt vornehmlich in rötlicher Färbung. Es gibt, abhängig von der Sternmasse, noch ein paar Zwischeneffekte (z.B. den Heliumblitz bei dem Aufbrechen entarteter Sternmaterie im Inneren) und Schlenker im HRD, auf die wir aber nicht genauer eingingen. Aber abhängig von ihrer Masse können sich schwere Sterne in diesem Stadium sukzessive noch viel weiter ausdehnen, wenn es ihnen aufgrund ihrer Masse gelingt, die bei der Fusion erzeugten Elemente selbst immer neu bei immer höheren Kerntemperaturen zu noch schwereren Elementen zu fusionieren. Das klappt bis zum Eisen und dann ist Feierabend, da die zu Fusion von Eisen zu schwereren Elementen Energie benötigt anstatt sie freizusetzen. Ein tödlicher ‚Energieinfarkt‘ ist die Folge. Derartige Überriesensterne (Leuchtkraftklassen Ia und Ib) verabschieden sich nun mit einem extrem hellen, stillen Knall – einer Supernova.
Leichtere Riesensterne, die es nicht zu einer Supernova schaffen, verwandeln sich nach dem Aussetzen der Fusionsreaktionen in bunte und formenreiche Planetarische Nebel mit dem Sternkern in ihrem Inneren. Dieser Sternkern ist anfänglich noch sehr heiß und regt das umgebende Gas der ehemaligen Hülle zum Leuchten an. Danach kühlen sie immer weiter aus. Diese Sternleichen mit geringen Leuchtkräften sind die sogenannten Weißen Zwerge (Leuchtkraftklasse VII) im untersten Bereich des HRDs.
