Vad är Giant Stars?
Jätte stjärnor är enorma stjärnor med en mycket större radie och ljusstyrka för en huvudsekvensstjärna med en liknande yttemperatur. Huvudsekvensstjärnor har en blandad kärna, som består av väte och helium. Jätte stjärnor har en kärna gjord av helium eller ännu tyngre element som kol. Detta beror på att gigantiska stjärnor har börjat ta ut betydande delar av sitt vätebränsle.
Jättefasen är oundviklig för alla stjärnor med mer än 0,4 solmassor. Stjärnor med mellan 0,4 och 0,5 solmassor ackumulerar helium i sin kärna när de åldras, och så småningom byggs en ren heliumkärna upp, men de saknar trycket och temperaturen för att smälta helium. Vätet i kärnans periferi bildar ett skal med snabb fusionsaktivitet, eftersom den massiva tyngdkraften hos kärnan 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 mer än 0,5 solmassor kan smälta heliumkärnor till syre och kol genom trippel-alfa-processen. Även om kärnan måste uppnå en temperatur på 10 8 K före antändning producerar den, när den händer, en energiutflöde, som ökar storleken på kärnan och minskar trycket i vätebyggande skalet. Detta bromsar fusionsreaktionerna och minskar kontrastens storlek och temperatur på stjärnan. Så en mer massiv stjärna hamnar mindre lysande än en mindre massiv. Sådana stjärnor är en del av den så kallade horisontella grenen, eftersom de på en graf över ljusstyrka mot spektraltyp utgör 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 och ballonger sin värdstjärna. Dessa kan skapa supergiant och hypergiant stjärnor.
För stjärnor större än 8 solmassor smälter kärnor hela vägen upp till järn. När en sådan stjärna bygger upp en järnkärna som är större än 1,44 solmassor börjar kärnkollaps. De ömsesidigt avvisande elektronskalna runt järnkärnorna misslyckas med att stöta varandra under det stora trycket och temperaturen och börjar smälta samman till ett annat tillstånd av materia som kallas neutronium, som består av neutroner fastnat nära varandra i en gigantisk atomkärna i storleken på en stad .
När fusionsreaktionerna i kärnan upphör misslyckas stjärnan att producera tillräckligt med energi för att motverka sin egen tyngdkraft, och den kollapsar. När de ljusa elementen faller inåt, studsar de av den nästan inkomprimerbara neutroniumkärnan. Bounceback är tillräckligt för att skicka stjärnans mantel som exploderar utåt i rymden med tusentals kilometer i timmen. Denna händelse kallas en supernova, och det är hur element som är tyngre än järn skapas.
Återstoden är det som kallas en stjärnrester, eller en neutronstjärna. En tesked av dess materie väger två miljoner ton.