Beta Ceti er en lys, gigantisk stjerne med en varm korona som utstråler omtrent 2000 ganger mer røntgenstrøm enn sola. Forskere mistenker at denne røntgenaktiviteten på en eller annen måte har sammenheng med det avanserte stadiet i evolusjonen som kalles kjerneheliumforbrenning. I løpet av dette stadiet er kjernen til stjernen veldig varm (mer enn hundre millioner grader celsius) og omdanner helium til karbon via kjernefusjonsreaksjoner.
Ved å bruke teorien om hvordan stjerner utvikler seg, kan vi rekonstruere historien til Beta Ceti, en stjerne med en masse på rundt 3 soler. I løpet av de første milliard årene av dens eksistens, ble Beta Ceti drevet av atomfusjonsreaksjoner som konverterte hydrogen til helium i kjernen.
Etter at hydrogenet i kjernen var oppbrukt, trakk den sentrale regionen av stjernen seg til hydrogengass rundt heliumkjernen ble varm og tett nok til at hydrogenfusjonsreaksjoner kunne tenne der. Denne kraftige nye energikilden fikk de ytre regionene til stjernen til å utvide seg kraftig og avkjøle seg. På dette tidspunktet ble Beta Ceti en rød kjempe. I løpet av den røde kjempefasen ville Beta Ceti vært en veldig svak røntgenkilde.
Etter omtrent 10 millioner år falt kjernen til stjernen sammen og varmet opp til mer enn 100 millioner grader, slik at heliumfusjonsreaksjoner kunne oppstå der. I dette kjerne-heliumforbrenningstrinnet, som vil vare 100 millioner år eller mer, har stjernens totale diameter krympet til omtrent 20 ganger solen og overflatetemperaturen har økt, så den er ikke lenger en rød kjempestjerne.
Originalkilde: Chandra News Release
