При звезди с маси повече от 3 слънчеви, хелиевите реакции се разгарят плавно, обхващайки постепенно цялото звездно ядро. Температурите в недрата им са достатъчно високи, за да протичат реакции на постхелиево горене, в които се раждат по-тежки елементи – включително до желязото.

Предполага се, че структурата на червените свръхгиганти е доста по-сложна с наличие може би на още по-тежко ядро от елементи между хелия до желязото. Такива звезди са краткотрайно явление от живота на най-масивните звезди с характерно време от около само 1000 години, което обяснява малкият брой наблюдавани обекти от този тип.

Вътрешността на свръхгиганта може да се оприличи на луковица със слоеве от различни елементи, където продължава термоядреното сливане на по-леките и възникване на по-тежки елементи. В наближилия края на еволюцията си свръхгигант има инертно желязно ядро и обвивки от: силиций, кислород , въглерод, неон, хелий и водород . Всеки следващ етап на термоядрено горене отгоре надолу в тази “луковица” е по-краткотраен от предишния., силицият “изгаря” в желязо само за няколко дена! Не протичат реакции може би единствено в желязното ядро, защото желязото е елемент с най-голяма енергия на връзката, т.е. засливането на две железни ядра не се отделяу а напротив – необходимо е да се внесе енергия.

Според теорията на звездната еволюция звездите с маса около и над слънчевата попадат два пъти през живота си в областта на червените гиганти и свръхгиганти – когато са протозвезди в стадия на гравитационното си свиване, когато са с изобилие от водород в химическия си състав и термоядрените реакции едва са започнали да протичат в недрата. И в края на живота си с очертания вече модел на вътрешната им структура.

Планетарни мъглявини

Гравитацията на повърхността на червените гиганти е много слаба поради ниската средна плътност на тези звезди. Веществото им изтича чрез интензивен звезден вятър.

Pages