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 większych 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 gwiazd rozszerza się i staje się znacznie bardziej rozproszony.Kiedy słońce staje się czerwonym gigantem w ciągu pięciu miliardów lat, jego powierzchnia sięgnie do miejsca, w którym jest dziś orbita Ziemi.

Gwiazdy o większych niż 0,5 mas słonecznych może łączyć jądra helu w tlen i węgiel poprzez potrójny proces alfa.Chociaż rdzeń musi osiągnąć temperaturę 10

8 ^{k przed zapłonem, kiedy to się wydarzy, wytwarza nadwyżkę energii, która zwiększa wielkość rdzenia, zmniejszając ciśnienie w powładzie budynku 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 przeciwko typowi spektralnym tworzą linię poziomą.}

Jeśli mniej niż 8 mas słonecznych, ale większa niż 0,5, gwiazda będzie gromadzić węgiel w swoimrdzeń i zacznij łączyć hel na skorupce poza rdzeniem.Staje się asymptotyczną gigantyczną gałęzią lub gwiazdą AGB, gdy fuzja helu przyspiesza i balony gwiazdy gospodarza.Mogą one tworzyć gwiazdy supergianty i hipergiant.

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

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

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