Co to są gigantyczne gwiazdy?

Giant Gwiazdy są ogromnymi gwiazdami o znacznie większym promieniu i jasności głównej gwiazdy sekwencji o podobnej temperaturze powierzchni. Gwiazdy głównych sekwencji mają mieszany rdzeń, złożony z wodoru i helu. Gigantyczne gwiazdy mają rdzeń wykonany z helu lub nawet cięższych pierwiastków, takich jak węgiel. Wynika to z faktu, że gigantyczne gwiazdy zaczęły wyczerpać znaczne części paliwa wodorowego.

Gigantyczna faza jest nieunikniona dla każdej gwiazdy o większej niż 0,4 mas słonecznych. Gwiazdy o 0,4 do 0,5 mas słonecznych gromadzą hel w ich rdzeniu w miarę starzenia się, a ostatecznie buduje się czysty rdzeń helu, ale brakuje im ciśnienia i temperatury, aby połączyć hel. Wodór na obrzeżach rdzenia tworzy skorupę szybkiej aktywności fuzyjnej, ponieważ masywna ciężkość rdzenia polega na ściskanie wodoru. Rozmiar gwiazdy rozszerza się i staje się znacznie bardziej rozproszony. Kiedy słońce staje się czerwonym gigantem za pięć miliardów lat, jego powierzchnia dotrze do miejsca, w którym jest dzisiaj orbita Ziemi.

Gwiazdy o większych niż 0,5 mas słonecznych mogą łączyć jądra helu w tlen i węgiel poprzez potrójny proces alfa. Chociaż rdzeń musi osiągnąć temperaturę 10 ^{8 k przed zapłonem, gdy tak się dzieje, wytwarza nadwyżkę energii, która zwiększa wielkość rdzenia, zmniejszając ciśnienie w powładzie budowlanej wodoru. To spowalnia reakcje fuzyjne i przeciwnie zmniejsza wielkość i temperaturę gwiazdy. Tak więc masywna gwiazda kończy się mniej świetlistą niż mniej masywna. Takie gwiazdy są częścią tak zwanej gałęzi poziomej, ponieważ na wykresie jasności w stosunku do typu spektralnego tworzą linię poziomą.}

Jeśli mniej niż 8 mas słonecznych, ale większa niż 0,5, gwiazda będzie gromadzić węgiel w swoim rdzeniu i zacznie łączyć hel na skorupce poza rdzeniem. Staje się „asymptotyczną gałączną gałęzią” lub gwiazdą AGB, gdy fuzja helu przyspiesza iBalloons jego gwiazda gospodarza. Mogą tworzyć gwiazdy supergianty i hipergiant.

W przypadku gwiazd większych niż 8 mas słonecznych, jądra łączą się aż do żelaza. Kiedy taka gwiazda buduje rdzeń żelaza większego niż 1,44 mas słonecznych, zaczyna się zawalenie się rdzenia. Współpulsywne skorupy elektronowe wokół jądra żelaza nie odpychają się pod wielkim ciśnieniem i temperaturą i zaczynają łączyć się w inny stan materii zwany neutronium, złożony z neutronów wbitych ściśle w gigantycznym jądrze atomowym wielkości miasta.

W miarę zaprzestania reakcji fuzyjnych w rdzeniu gwiazda nie wytwarza wystarczającej energii, aby przeciwdziałać własnej grawitacji, i upada. Gdy elementy światła spadają do wewnątrz, odbijają się od prawie inkreśliowego rdzenia neutronium. Bounceback jest wystarczający, aby wysłać płaszcz gwiazdy eksploduje na zewnątrz w kosmos z tysiącami kilometrów na godzinę. To wydarzenie nazywa się supernową i w ten sposób tworzone są elementy cięższe niż żelazo.

Pozostała część jest tak zwaną resztką gwiazd lub gwiazdą neutronową. Łyżeczka jej materii waży dwa miliony ton.