Cosa sono le stelle giganti?
Le stelle giganti sono stelle enormi con un raggio e una luminosità molto più grandi di una stella di sequenza principale con una temperatura superficiale simile. Le stelle della sequenza principale hanno un nucleo misto, composto da idrogeno ed elio. Le stelle giganti hanno un nucleo di elio o elementi ancora più pesanti come il carbonio. Questo perché le stelle giganti hanno iniziato a esaurire porzioni sostanziali del loro combustibile a idrogeno.
La fase gigante è inevitabile per qualsiasi stella con più di 0,4 masse solari. Le stelle tra 0,4 e 0,5 masse solari accumulano elio nel loro nucleo mentre invecchiano e alla fine si accumula un nucleo di elio puro, ma mancano della pressione e della temperatura per fondere l'elio. L'idrogeno alla periferia del nucleo forma un guscio di rapida attività di fusione, perché l'enorme gravità del nucleo sta comprimendo l'idrogeno su di esso. La dimensione della stella si espande e diventa molto più diffusa. Quando il Sole diventerà un gigante rosso in cinque miliardi di anni, la sua superficie raggiungerà l'orbita terrestre oggi.
Le stelle con più di 0,5 masse solari possono fondere i nuclei di elio in ossigeno e carbonio attraverso il triplo processo alfa. Sebbene il nucleo debba raggiungere una temperatura di 10 8 K prima dell'accensione, quando accade, produce un eccesso di energia, che aumenta le dimensioni del nucleo, diminuendo la pressione nel guscio di costruzione dell'idrogeno. Questo rallenta le reazioni di fusione e diminuisce in modo controintuitivo le dimensioni e la temperatura della stella. Quindi, una stella più massiccia finisce per essere meno luminosa di una meno massiccia. Tali stelle fanno parte del cosiddetto ramo orizzontale, perché su un grafico di luminosità rispetto al tipo spettrale formano una linea orizzontale.
Se inferiore a 8 masse solari, ma maggiore di 0,5, la stella accumulerà carbonio nel suo nucleo e inizierà a fondere l'elio su un guscio esterno al nucleo. Diventa un "ramo gigante asintotico" o stella AGB mentre la fusione dell'elio accelera e gonfia la sua stella ospite. Questi possono creare stelle supergiganti e ipergiganti.
Per stelle maggiori di 8 masse solari, i nuclei si fondono fino al ferro. Quando una tale stella costruisce un nucleo di ferro più grande di 1,44 masse solari, inizia il collasso del nucleo. I gusci di elettroni reciprocamente repulsivi attorno ai nuclei di ferro non riescono a respingersi a vicenda sotto la grande pressione e temperatura, e iniziano a fondersi in un altro stato della materia chiamato neutronium, costituito da neutroni strettamente legati in un gigantesco nucleo atomico delle dimensioni di una città .
Man mano che le reazioni di fusione nel nucleo cessano, la stella non riesce a produrre energia sufficiente per contrastare la propria gravità e collassa. Quando gli elementi luminosi cadono verso l'interno, rimbalzano sul nucleo di neutronium quasi incomprimibile. Il rimbalzo è sufficiente per far esplodere il mantello della stella verso l'esterno nello spazio a migliaia di chilometri all'ora. Questo evento si chiama supernova ed è il modo in cui vengono creati elementi più pesanti del ferro.
Il resto è ciò che viene chiamato un residuo di stella, o una stella di neutroni. Un cucchiaino da tè della sua materia pesa due milioni di tonnellate.