Co to są Giant Stars?

Gigantyczne gwiazdy to ogromne gwiazdy o znacznie większym promieniu i jasności gwiazdy o głównej sekwencji o podobnej temperaturze powierzchni. Gwiazdy o głównej sekwencji mają mieszany rdzeń złożony z wodoru i helu. Olbrzymie gwiazdy mają rdzeń wykonany z helu lub jeszcze cięższych pierwiastków, takich jak węgiel. Jest tak, ponieważ gigantyczne gwiazdy zaczęły zużywać znaczną część paliwa wodorowego.

Gigantyczna faza jest nieunikniona dla każdej gwiazdy o masie większej niż 0,4 Słońca. Gwiazdy o masie od 0,4 do 0,5 masy słonecznej gromadzą hel w rdzeniu w miarę starzenia się i ostatecznie gromadzi się czysty rdzeń helowy, ale brakuje im ciśnienia i temperatury, aby stopić hel. Wodór na obrzeżach rdzenia tworzy powłokę o szybkiej aktywności stapiania, ponieważ ogromna grawitacja rdzenia powoduje jego sprężanie. Rozmiar gwiazdy rozszerza się i staje się znacznie bardziej rozproszony. Kiedy Słońce stanie się czerwonym gigantem za pięć miliardów lat, jego powierzchnia osiągnie miejsce, w którym znajduje się obecnie orbita Ziemi.

Gwiazdy o masie większej niż 0,5 Słońca mogą stopić jądra helu z tlenem i węglem poprzez potrójny proces alfa. Chociaż rdzeń musi osiągnąć temperaturę ¹⁰⁸ K przed zapłonem, kiedy to nastąpi, wytwarza nadmiar energii, który zwiększa rozmiar rdzenia, zmniejszając ciśnienie w powłoce budującej wodór. Spowalnia to reakcje syntezy jądrowej i przeciwnie intuicyjnie zmniejsza rozmiar i temperaturę gwiazdy. Tak więc gwiazda bardziej masywna jest mniej świecąca niż gwiazda mniej masywna. Takie gwiazdy są częścią tak zwanej gałęzi poziomej, ponieważ na wykresie jasności względem typu widmowego tworzą linię poziomą.

Jeśli mniej niż 8 mas Słońca, ale więcej niż 0,5, gwiazda zgromadzi węgiel w swoim rdzeniu i rozpocznie stapianie helu na skorupie na zewnątrz jądra. Staje się „asymptotyczną gigantyczną gałęzią” lub gwiazdą AGB, gdy fuzja helu przyspiesza i balonuje swoją gwiazdę macierzystą. Mogą one tworzyć gwiazdy nadolbrzymowe i hipergresywne.

W przypadku gwiazd większych niż 8 mas Słońca jądra łączą się aż do żelaza. Kiedy taka gwiazda buduje jądro żelaza większe niż 1,44 masy Słońca, rozpoczyna się zapadanie się rdzenia. Wzajemnie odpychające się powłoki elektronowe wokół jąder żelaza nie odpychają się nawzajem pod wielkim ciśnieniem i temperaturą i zaczynają się łączyć w inny stan materii zwany neutronem, złożony z neutronów ściśle połączonych ze sobą w gigantycznym jądrze atomowym wielkości miasta .

Gdy reakcje fuzji w rdzeniu ustają, gwiazda nie wytwarza wystarczającej energii, aby przeciwdziałać własnej grawitacji i zapada się. Gdy lekkie elementy opadają do wewnątrz, odbijają się od prawie nieściśliwego rdzenia neutronowego. Odbicie jest wystarczające, aby płaszcz gwiazdy eksplodował w kosmos z prędkością tysięcy kilometrów na godzinę. To wydarzenie nazywa się supernową i tak powstają pierwiastki cięższe od żelaza.

Pozostała część to tak zwana pozostałość gwiazdy lub gwiazda neutronowa. Łyżeczka jej materii waży dwa miliony ton.