Hva er kjempestjerner?
Kjempestjerner er enorme stjerner med mye større radius og lysstyrke for en hovedsekvensstjerne med en lignende overflatetemperatur. Hovedsekvensstjerner har en blandet kjerne, sammensatt av hydrogen og helium. Kjempestjerner har en kjerne laget av helium eller enda tyngre elementer som karbon. Dette er fordi gigantiske stjerner har begynt å tømme ut betydelige deler av hydrogendrivstoffet sitt.
Kjempefasen er uunngåelig for enhver stjerne med mer enn 0,4 solmasser. Stjerner med mellom 0,4 og 0,5 solmasser akkumulerer helium i kjernen etter hvert som de eldes, og etter hvert bygger det seg opp en ren heliumkjerne, men de mangler trykk og temperatur for å smelte helium. Hydrogenet i periferien av kjernen danner et skall med rask fusjonsaktivitet, fordi kjernens enorme tyngdekraft komprimerer hydrogen på den. Stjernens størrelse utvides og den blir mye mer diffus. Når solen blir en rød gigant på fem milliarder år, vil overflaten komme til der hvor Jordens bane er i dag.
Stjerner med mer enn 0,5 solmasser kan smelte heliumkjerner til oksygen og karbon gjennom trippel alfa-prosessen. Selv om kjernen må nå en temperatur på 10 8 K før antennelse, produserer den når den skjer en energi som gir økt kjernestørrelse og reduserer trykket i hydrogenbyggeskallet. Dette bremser fusjonsreaksjonene og reduserer kontraststørrelsen størrelse og temperatur på stjernen. Altså ender en mer massiv stjerne mindre lysende enn en mindre massiv. Slike stjerner er en del av den såkalte Horisontale grenen, fordi de på en graf over lysstyrke mot spektraltype utgjør en horisontal linje.
Hvis mindre enn 8 solmasser, men større enn 0,5, vil stjernen bygge opp karbon i kjernen og begynne å smelte helium på et skall utenfor kjernen. Det blir en "asymptotisk gigantgren" eller AGB-stjerne når heliumfusjonen akselererer og ballonger vertsstjernen. Disse kan skape supergiante og hypergiante stjerner.
For stjerner større enn 8 solmasser smelter kjerner seg helt opp til jern. Når en slik stjerne bygger opp en kjerne av jern som er større enn 1,44 solmasser, begynner kjernekollaps. De gjensidig frastøtende elektronskallene rundt jernkjernene klarer ikke å frastøte hverandre under det store trykket og temperaturen, og begynner å smelte sammen til en annen tilstand av materiell kalt nøytronium, som består av nøytroner fastklemt tett sammen i en gigantisk atomkjerne på størrelse med en by .
Når fusjonsreaksjonene i kjernen opphører, klarer ikke stjernen å produsere tilstrekkelig energi til å motvirke sin egen tyngdekraft, og den kollapser. Når lyselementene faller innover, spretter de av den nesten-komprimerbare nøytroniumkjernen. Bounceback er tilstrekkelig til å sende stjernens mantel som eksploderer utover i verdensrommet med tusenvis av kilometer i timen. Denne hendelsen kalles en supernova, og det er hvordan elementer som er tyngre enn jern skapes.
Resten er det som kalles en stjernenest, eller en nøytronstjerne. En teskje av saken sin veier to millioner tonn.