巨大な星とは何ですか？

巨大な星は、表面温度が似ているメインシーケンススターのはるかに大きな半径と光度を持つ巨大な星です。 メインシーケンススターには、水素とヘリウムで構成される混合コアがあります。 巨大な星には、ヘリウムや炭素などの重い要素で作られたコアがあります。 これは、巨大な星が水素燃料のかなりの部分を使い果たし始めたためです。

巨大相は、0.4を超える太陽質量を持つ星にとって避けられません。 0.4〜0.5の太陽質量の星は、老化時にコアにヘリウムを蓄積し、最終的には純粋なヘリウムコアが蓄積しますが、ヘリウムを融合する圧力と温度がありません。 コアの大規模な重力が水素を圧縮しているため、コアの周辺の水素は迅速な融合活動のシェルを形成します。 星のサイズが拡大し、はるかに拡散します。 太陽が50億年で赤い巨人になると、その表面は今日の地球の軌道に到達します。

0.5を超える太陽質量を持つ

星は、トリプルアルファプロセスを通じてヘリウム核を酸素と炭素に融合させることができます。 コアはイグニッションの前に10 ⁸ kの温度に達する必要がありますが、それが起こると、コアのサイズが増加し、水素構造シェルの圧力が低下するエネルギーを生成します。 これにより、融合反応が遅くなり、直感的に星のサイズと温度が低下します。 したがって、より大きな星は、それほど大きくない星よりも明るく少なくなります。 そのような星は、いわゆる水平枝の一部です。なぜなら、スペクトルタイプに対する光度のグラフでは、水平線を構成するからです。

8人未満の太陽質量が0.5未満の場合、星はコアに炭素を蓄積し、コアの外側のシェルでヘリウムを融合し始めます。 ヘリウム融合が加速するにつれて、「漸近的巨大枝」またはAGBスターになり、ホストスターの風船。 これらは、超巨大で超巨大な星を作成できます。

8つの太陽質量を超える星の場合、核は鉄までずっと融合します。 そのような星が1.44を超える太陽質量を超える鉄のコアを構築すると、コアの崩壊が始まります。 鉄核の周りの相互に反発する電子殻は、大きな圧力と温度の下で互いに撃退することができず、中性子で構成される中性子と呼ばれる別の物質状態に融合し始めます。

コアの融合反応が止まると、星はそれ自体の重力に対抗するのに十分なエネルギーを生成できず、崩壊します。 光要素が内側に落ちると、彼らはほぼ圧縮性の中性子コアから跳ね返ります。 バウンスバックは、星のマントルを時速数千キロメートルで宇宙に外側に爆発させるのに十分です。 このイベントは超新星と呼ばれ、鉄よりも重い要素がどのように作成されるかです。

残りは、星の残骸、または中性子星と呼ばれるものです。 その問題の小さじは200万トンです。