Известье о звездах-великанах

Гигант тип звёзд со веско большим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд основной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности[1]. Обычно звёзды-великаны имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у великанов, именуются сверхгиганты и гипергиганты[2][3]. Горячие и ясные звёзды основной последовательности также могут быть отнесены к белоснежным великанам[4]. Кроме этого, из-за собственного великого радиуса и высочайшей светимости, великаны лежат выше основной последовательности (V класс светимости в Йеркской спектральной систематизации) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и подходит классам светимости II и III.

Звезда становится великаном после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был применен, и, как следствие, звезда оставила главную последовательность[5]. Звезда, исходная масса которой не превосходит приблизительно 0,4 солнечных масс, никогда не станет звездой-великаном. Это происходит потому, что вещество снутри тел таких звёзд сильно перемешано конвекцией, и потому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется стопроцентно, и в этой точке такая звезда преобразуется в белоснежного лилипута, состоящего предпочтительно из гелия. Это истощение звёздного водородного термоядерного горючего, тем не наименее, по прогнозам может занять медли веско больше, чем прошло до сегодняшнего денька с момента образования Вселенной[6].

Внутренняя структура сходственной Солнцу звезды и красноватого гиганта.

Если масса звезды превосходит этот минимум, то, когда она потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, ядро звезды начнёт сжиматься. Сейчас водород реагирует с гелием в оболочке вокруг обеспеченного гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. В этой стадии своей эволюции, отмеченной как субгиганты на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, светимость звезды остаётся примерно неизменной и температура её поверхности снижается. В конце концов звезда начинает подниматься до красного великана на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды (теснее, как правило, красноватого великана) будет оставаться приблизительно неизменной, тогда как её светимость и радиус существенно расти. Ядро звезды продолжит сжиматься, повышая свою температуру[7], 5.9..

Если масса звезды, лежащей на основной последовательности, была наименее приблизительно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, достаточных для термоядерного горения гелия[8], стр. 169.. Потому такая звезда и дальше будет красным гигантом с термоядерным горением водорода, пока не начнёт преобразовываться в гелиевый белоснежный лилипут[7], 4.1, 6.1.. В неприятной ситуации, когда температура звездного ядра достигает приблизительно 108 K, гелий вступает в термоядерную реакцию с углеродом и кислородом в ядре[7], 5.9, chapter 6.. Энергия появляется за счёт реакции с гелием, вызывающей расширение ядра. Это создаёт давление на ближайшую оболочку из пламенеющего водорода, что понижает уровень его энергии. Светимость звезды уменьшается, её наружная оболочка снова сжимается и звезда покидает ветвь бардовых великанов на диаграмме[9]. Следующая эволюция звезды зависит от её массы. Если масса звезды не очень велика, то звезда будет размещена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, либо же положение звезды может меняться петлеобразно[7], chapter 6.. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то она в результате исчерпает весь свой гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг углеродного ядра звезды. Тогда светимость звезды опять вырастет и станет как у великана на асимптотическом отрезке диаграммы, и звезда подымется по асимптотической ветки диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда избавится от большей доли собственной массы, её ядро станет таким же, как у углеродно-кислородного белого карлика.

У звёзд основной последовательности с великими массами (около 8 солнечных масс)[7], p. 189 в результате в реакцию вступит углерод. Светимость этих звёзд после схода с главной последовательности веско не возрастет, но они станут более красноватыми. Они могут перевоплотиться в бардовых сверхгигантов либо утратить массу, что будет способствовать их эволюции в голубого сверхгиганта[10], pp. 3335;  [2]. В окончательном итоге они станут белоснежными лилипутами, состоящими из кислорода и неона либо пройдут через стадию сжатия ядра, станут сверхновыми с следующим образованием нейтронных звёзд или чёрных дыр.