ジャイアントスターとは何ですか？

巨大星は、表面温度が似ている主系列星よりもはるかに大きな半径と光度を持つ巨大な星です。 主系列星には、水素とヘリウムで構成される混合コアがあります。 巨大な星は、ヘリウムまたは炭素などのより重い元素で作られたコアを持っています。 これは、巨大な星が水素燃料のかなりの部分を排出し始めたためです。

太陽質量が0.4を超える星では、巨大相は避けられません。 0.4〜0.5の太陽質量を持つ星は、年齢ととも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形成されますが、ヘリウムを融合する圧力と温度が不足しています。 コアの重い重力が水素を圧縮しているため、コアの周辺の水素は急速な核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50億年後に赤い巨人になると、その表面は地球の軌道がある今日まで到達します。

太陽質量が0.5を超える星は、トリプルアルファプロセスによってヘリウム原子核を酸素と炭素に融合できます。 コアは点火前に10 ⁸ Kの温度に達する必要がありますが、実際に発生すると、大量のエネルギーが生成され、コアのサイズが大きくなり、水素生成シェル内の圧力が低下します。 これにより、核融合反応が遅くなり、星のサイズと温度が直感に反して減少します。 そのため、より大きな星は、より小さな星よりも明るくなくなります。 そのような星は、いわゆる水平分岐の一部です。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。

太陽質量が8未満で0.5を超える場合、星はそのコアに炭素を蓄積し、コアの外側のシェルでヘリウムの融合を開始します。 ヘリウム核融合が加速し、ホスト星を膨らませると、「漸近巨大枝」またはAGB星になります。 これらは、超巨星と超巨星を作成できます。

太陽質量が8を超える星の場合、核は鉄まで融合します。 そのような星が太陽の質量1.44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。 鉄の核の周りの相互に反発する電子の殻は、大きな圧力と温度の下で互いに反発しなくなり、都市の大きさの巨大な原子核に密接に詰まった中性子で構成された中性子の別の状態に融合し始めます。

核の核融合反応が停止すると、星は重力を打ち消すのに十分なエネルギーを生成できず、崩壊します。 軽元素が内側に落ちると、それらはほぼ非圧縮性の中性子核から跳ね返ります。 バウンスバックは、時速数千キロメートルで外に向かって爆発する星のマントルを宇宙に送るのに十分です。 このイベントは超新星と呼ばれ、鉄よりも重い元素が生成される方法です。

残りは、スターレムナントまたは中性子星と呼ばれるものです。 その問題のティースプーンは200万トンの重さです。