Vad är jättestjärnor?
jättestjärnor är enorma stjärnor med en mycket större radie och ljusstyrka hos en huvudsekvensstjärna med en liknande yttemperatur. Huvudsekvensstjärnor har en blandad kärna, bestående av väte och helium. Jättstjärnor har en kärna gjord av helium eller ännu tyngre element som kol. Detta beror på att jättestjärnor har börjat uttömma betydande delar av deras vätebränsle.
Den jättefasen är oundviklig för alla stjärna med större än 0,4 solmassor. Stjärnor med mellan 0,4 och 0,5 solmassor samlar helium i sin kärna när de åldras, och så småningom byggs en ren heliumkärna upp, men de saknar tryck och temperatur för att smälta helium. Vätet på kärnens periferi bildar ett skal av snabb fusionsaktivitet, eftersom kärnens enorma tyngdkraft komprimerar väte på den. Stjärnans storlek expanderar och den blir mycket mer diffus. När solen blir en röd jätte på fem miljarder år kommer ytan att nå var jordens bana är idag.
stjärnor med större än 0,5 solmassor kan smälta heliumkärnor i syre och kol genom trippelalfa -processen. Även om kärnan måste nå en temperatur på 10 8 k före tändning, när det händer, producerar den en mängd energi, vilket ökar kärnan, vilket minskar trycket i vätebyggande skalet. Detta bromsar fusionsreaktionerna och minskar stjärnans storlek och temperatur. Så en mer massiv stjärna hamnar mindre lysande än en mindre massiv. Sådana stjärnor är en del av den så kallade horisontella grenen, för på en graf över ljusstyrka mot spektral typ utgör de en horisontell linje.
Om mindre än 8 solmassor, men större än 0,5, kommer stjärnan att bygga upp kol i sin kärna och börja smälta helium på ett skal utanför kärnan. Det blir en "asymptotisk jättefilial" eller AGB -stjärna när heliumfusionen accelererar ochballonger sin värdstjärna. Dessa kan skapa supergiant och hypergiant stjärnor.
För stjärnor som är större än 8 solmassor, säkras kärnorna hela vägen upp till järn. När en sådan stjärna bygger upp en kärna av järn som är större än 1,44 solmassor, börjar kärnkollaps. De ömsesidigt avvisande elektronskalarna runt järnkärnorna misslyckas med att avvisa varandra under det stora trycket och temperaturen och börja smälta in i ett annat tillstånd som kallas neutronium, som består av neutroner som fastnar nära varandra i en gigantisk atomkärna storleken på en stad.
När fusionsreaktionerna i kärnan upphör, misslyckas stjärnan med att producera tillräcklig energi för att motverka sin egen tyngdkraft, och den kollapsar. När ljuselementen faller inåt, studsar de av den nästan inkomprimerbara neutroniumkärnan. Bounchbacken är tillräcklig för att skicka stjärnans mantel som exploderar utåt ut i rymden med tusentals kilometer per timme. Denna händelse kallas en supernova, och det är hur element tyngre än järn skapas.
Resten är det som kallas en stjärnrester eller en neutronstjärna. En tesked av sin fråga väger två miljoner ton.