Redigerer Rød superkjempe (avsnitt)

== Tunge stjerners utvikling (> 9 ''M''<sub>☉</sub>) ==
Alle stjerner forbrenner hydrogen til helium i starten av sitt liv. I en tung stjerne skjer forbrenningen i den raske [[CNO-syklusen]]. Det gjør at en tung stjerne får et kort og ustabilt liv sammenlignet med en stjerne på størrelse med [[solen]]. I en stjerne på 15&nbsp;''M''<sub>☉</sub> ([[solmasse]]r) vil hydrogenforsyningen vare i ca. 11&nbsp;millioner år før stjernen går over til å forbrenne helium i [[trippel-alfaprosess]]en og blåse seg opp til en [[rød kjempe]] ca. 200 ganger større enn den opprinnelige stjernen. Stjernen forflytter seg mot høyre i [[Hertzsprung-Russell-diagram|HR-diagrammet]] til [[spektralklasse]] K og M. Energiforbruket og lysstyrken til stjernen vil fordobles. Fra å ha lyst {{formatnum:28000}}&nbsp;ganger sterkere enn solen øker nå lysstyrken til {{formatnum:44000}}&nbsp;ganger solens. Temperaturen i sentrum av kjernen går fra å være 35&nbsp;millioner kelvin ved hydrogenforbrenning til 180&nbsp;millioner kelvin ved heliumforbrenning. Restproduktene fra heliumforbrenningen, karbon og oksygen, akkumuleres i kjernen av den røde kjempen.

Etter to millioner år tar forsyningen av helium i de sentrale delene slutt, og den røde kjempen går over til [[karbonforbrenning]]. Temperaturen i kjernen øker til 810&nbsp;millioner kelvin og lysstyrken øker fra {{formatnum:44000}}&nbsp;ganger solens nåværende lysstyrke til {{formatnum:72000}}&nbsp;ganger. Den økte energiutstrålingen fra karbonforbrenningen får stjernen til å svelle ytterligere opp til en rød superkjempe. Karbonforbrenningen øker også utstrålingen av [[nøytrino]]er. Restproduktene fra karbonforbrenningen, [[neon]] og [[magnesium]], synker ned til midten av stjernen hvor de akkumuleres. I stjernen skjer nå en sjiktet forbrenning. I de ytre delene av kjernen skjer hydrogenforbrenning. Lengre inn i kjernen skjer heliumforbrenning, mens innenfor denne finnes det et nivå med karbonforbrenning.

Etter {{formatnum:2000}}&nbsp;år begynner karbonmengden å ta slutt, og stjernens sentrum starter [[neonforbrenning]] når temperaturen overstiger 1,6&nbsp;milliarder kelvin. Lysstyrken til stjernen øker ubetydelig, men nøytrinoutstrålingen blir ca. 500 ganger så høy. Restproduktene fra neonforbrenningen, [[oksygen]] og magnesium synker ned mot stjernens sentrum.

Etter åtte måneder tar forsyningen av neon slutt, og den røde superkjempen går over til magnesium- og [[oksygenforbrenning]]. Temperaturen øker til 1,9&nbsp;milliarder kelvin uten at stjernens lysstyrke øker. I stedet øker nøytrinoutstrålingen ytterligere. Restproduktene fra fusjonsprosessene, [[silisium]], [[svovel]], [[argon]] og [[kalsium]] akkumuleres i sentrum av kjernen.

Oksygen og magnesiumforsyningen varer i 2,6 år. Når temperaturen har steget til 3,3&nbsp;milliarder kelvin begynner restproduktene fra oksygenforbrenningen å fusjonere i en prosess som går under samlenavnet [[silisiumforbrenning]]. Stjernens lysstyrke øker ikke, men energiøkningen i forbrenningen avgår som nøytrinoer 130&nbsp;milliarder ganger solens nåværende nøytrinoutstråling. Rester fra silisiumforbrenningen er [[jern]], [[nikkel]], [[krom]] og andre grunnstoffer med 56 eller færre [[nukleon]]er i [[atomkjerne]]n. Disse samles i stjernens sentrum.

Etter to uker tar forsyningen av silisium slutt. I stjernens sentrum finnes nå en jernkjerne på størrelse med jorden og en masse 1,5&nbsp;ganger solens. Temperaturen i kjernen stiger til 7,1&nbsp;milliarder kelvin og jern og andre tunge grunnstoff fra silisiumforbrenningen begynner å fusjonere. Til forskjell fra tidligere gir fusjonen av grunnstoff med fler enn 56 nukleoner i atomkjernen ingen energi, men forbruker energi. Den røde superkjempens kjerne avkjøles og det finnes ikke lengre noen energiutstråling som hindrer stjernen i å kollapse under sin egen tyngde. Kjernen begynner et fritt fall og akselererer på et sekund til 25 % av [[lysets hastighet]]. Fusjonsprosessene i kjernen løper løpsk og den røde superkjempen eksploderer i en [[supernova]]ekslosjon som i løpet av en ukes tid lyser med samme lysstyrke som en hel [[galakse]]. Det er det radioaktive henfallet fra tunge atomer som dannes ved supernovaeksplosjonen som står for alt lyset. Etter eksplosjonene gjenstår antakeligvis en [[planetarisk tåke]] og en [[nøytronstjerne]].