Vad är jättestjärnor?

Jättstjärnor är enorma stjärnor med en mycket större radie och ljusstjärna 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 mer 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.Stjärnstorleken expanderar och den blir mycket mer diffus.När solen blir en röd jätte på fem miljarder år kommer dess yta att nå där jorden bana är idag.

Stjärnor med större än 0,5 solmassor kan smälta heliumkärnor i syre och kol genom trippelalfaprocessen.Även om kärnan måste nå en temperatur på 10 ⁸ K före tändning, när det händer, producerar den en mängd energi, vilket ökar kärnan i 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 dessKärna och börja smälta helium på ett skal utanför kärnan.Det blir en asymptotisk jättefilial eller AGB -stjärna när heliumfusionen accelererar och ballonger är värdstjärnan.Dessa kan skapa supergigantiska och hypergigantiska stjärnor.

För stjärnor större än 8 solmassor, kärnor säkring 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 elektronskalorna runt järnkärnorna misslyckas med att avvisa varandra under det stora trycket och temperaturen och börja smälta in i ett annat tillstånd som kallas neutronium, bestående av neutroner fastnat 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 stjärnorna Mantle som exploderar utåt i rymden med tusentals kilometer per timme.Denna händelse kallas en supernova, och det är hur element tyngre än järn skapas.

Återstoden är det som kallas en stjärnrester eller en neutronstjärna.En tesked av sin fråga väger två miljoner ton.