Hvad er kæmpe stjerner?

Gigantiske stjerner er enorme stjerner med en meget større radius og lysstyrke for en hovedsekvensstjerne med en lignende overfladetemperatur. Hovedsekvensstjerner har en blandet kerne, der består af brint og helium. Kæmpe stjerner har en kerne lavet af helium eller endda tungere elementer som kulstof. Dette skyldes, at gigantiske stjerner er begyndt at udtømme betydelige dele af deres brintbrændstof.

Den gigantiske fase er uundgåelig for enhver stjerne med større end 0,4 solmasser. Stjerner med mellem 0,4 og 0,5 solmasser akkumulerer helium i deres kerne, når de ældes, og til sidst opbygges en ren heliumkerne, men de mangler trykket og temperaturen til at smelte helium. Brintet i periferien af ​​kernen danner en skal med hurtig fusionsaktivitet, fordi kernens massive tyngdekraft komprimerer brint på den. Stjernens størrelse udvides, og den bliver meget mere diffus. Når solen bliver en rød gigant på fem milliarder år, vil dens overflade nå ud til, hvor Jordens bane er i dag.

Stjerner med over 0,5 solmasser kan smelte heliumkerner i ilt og kulstof gennem triple alpha-processen. Skønt kernen skal nå en temperatur på 10 ⁸ K inden antændelse, producerer den, når den sker, en strøm af energi, hvilket øger kernens størrelse, hvilket reducerer trykket i brintbygningsskallen. Dette bremser fusionsreaktionerne og nedsætter counter-intuitivt stjernens størrelse og temperatur. Så en mere massiv stjerne ender mindre lysende end en mindre massiv. Sådanne stjerner er en del af den såkaldte Horisontale gren, fordi de på en graf over lysstyrke over for spektraltypen udgør en vandret linje.

Hvis mindre end 8 solmasser, men større end 0,5, vil stjernen opbygge kulstof i sin kerne og begynde at smelte helium på en skal uden for kernen. Det bliver en "asymptotisk gigantfilial" eller AGB-stjerne, når heliumfusionen accelererer og balloner sin værtsstjerne. Disse kan skabe supergiante og hypergiante stjerner.

For stjerner over 8 solmasser smelter kerner helt op til jern. Når en sådan stjerne opbygger en kerne af jern, der er større end 1,44 solmasser, begynder kernekollaps. De gensidigt frastødende elektronskaller omkring jernkernerne klarer ikke at afvise hinanden under det store tryk og temperatur og begynder at smelte sammen til en anden tilstand af stof kaldet neutronium, der består af neutroner, der er fastklemt tæt sammen i en gigantisk atomkerne på størrelse med en by .

Når fusionsreaktionerne i kernen ophører, undlader stjernen at producere tilstrækkelig energi til at modvirke sin egen tyngdekraft, og den kollapser. Når lyselementerne falder indad, spretter de fra den næsten ukomprimerbare neutroniumkerne. Bounceback er tilstrækkelig til at sende stjernens mantel, der eksploderer udad i rummet tusinder af kilometer i timen. Denne begivenhed kaldes en supernova, og det er sådan, elementer, der er tungere end jern, skabes.

Resten er det, der kaldes en stjerne-rest, eller en neutronstjerne. En teskefuld af dets stof vejer to millioner tons.