b'\n_START_ARTICLE_\nR\xc3\xb8d superkjempe\n_START_SECTION_\nTunge stjerners utvikling (> 9 M\xe2\x98\x89)\n_START_PARAGRAPH_\nAlle stjerner forbrenner hydrogen til helium i starten av sitt liv. I en tung stjerne skjer forbrenningen i den raske CNO-syklusen. Det gj\xc3\xb8r at en tung stjerne f\xc3\xa5r et kort og ustabilt liv sammenlignet med en stjerne p\xc3\xa5 st\xc3\xb8rrelse med solen. I en stjerne p\xc3\xa5 15\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 (solmasser) vil hydrogenforsyningen vare i ca. 11\xc2\xa0millioner \xc3\xa5r f\xc3\xb8r stjernen g\xc3\xa5r over til \xc3\xa5 forbrenne helium i trippel-alfaprosessen og bl\xc3\xa5se seg opp til en r\xc3\xb8d kjempe ca. 200 ganger st\xc3\xb8rre enn den opprinnelige stjernen. Stjernen forflytter seg mot h\xc3\xb8yre i HR-diagrammet til spektralklasse K og M. Energiforbruket og lysstyrken til stjernen vil fordobles. Fra \xc3\xa5 ha lyst 28\xc2\xa0000\xc2\xa0ganger sterkere enn solen \xc3\xb8ker n\xc3\xa5 lysstyrken til 44\xc2\xa0000\xc2\xa0ganger solens. Temperaturen i sentrum av kjernen g\xc3\xa5r fra \xc3\xa5 v\xc3\xa6re 35\xc2\xa0millioner kelvin ved hydrogenforbrenning til 180\xc2\xa0millioner kelvin ved heliumforbrenning. Restproduktene fra heliumforbrenningen, karbon og oksygen, akkumuleres i kjernen av den r\xc3\xb8de kjempen._NEWLINE_Etter to millioner \xc3\xa5r tar forsyningen av helium i de sentrale delene slutt, og den r\xc3\xb8de kjempen g\xc3\xa5r over til karbonforbrenning. Temperaturen i kjernen \xc3\xb8ker til 810\xc2\xa0millioner kelvin og lysstyrken \xc3\xb8ker fra 44\xc2\xa0000\xc2\xa0ganger solens n\xc3\xa5v\xc3\xa6rende lysstyrke til 72\xc2\xa0000\xc2\xa0ganger. Den \xc3\xb8kte energiutstr\xc3\xa5lingen fra karbonforbrenningen f\xc3\xa5r stjernen til \xc3\xa5 svelle ytterligere opp til en r\xc3\xb8d superkjempe. Karbonforbrenningen \xc3\xb8ker ogs\xc3\xa5 utstr\xc3\xa5lingen av n\xc3\xb8ytrinoer. Restproduktene fra karbonforbrenningen, neon og magnesium, synker ned til midten av stjernen hvor de akkumuleres. I stjernen skjer n\xc3\xa5 en sjiktet forbrenning. I de ytre delene av kjernen skjer hydrogenforbrenning. Lengre inn i kjernen skjer heliumforbrenning, mens innenfor denne finnes det et niv\xc3\xa5 med karbonforbrenning._NEWLINE_Etter 2\xc2\xa0000\xc2\xa0\xc3\xa5r begynner karbonmengden \xc3\xa5 ta slutt, og stjernens sentrum starter neonforbrenning n\xc3\xa5r temperaturen overstiger 1,6\xc2\xa0milliarder kelvin. Lysstyrken til stjernen \xc3\xb8ker ubetydelig, men n\xc3\xb8ytrinoutstr\xc3\xa5lingen blir ca. 500 ganger s\xc3\xa5 h\xc3\xb8y. Restproduktene fra neonforbrenningen, oksygen og magnesium synker ned mot stjernens sentrum._NEWLINE_Etter \xc3\xa5tte m\xc3\xa5neder tar forsyningen av neon slutt, og den r\xc3\xb8de superkjempen g\xc3\xa5r over til magnesium- og oksygenforbrenning. Temperaturen \xc3\xb8ker til 1,9\xc2\xa0milliarder kelvin uten at stjernens lysstyrke \xc3\xb8ker. I stedet \xc3\xb8ker n\xc3\xb8ytrinoutstr\xc3\xa5lingen ytterligere. Restproduktene fra fusjonsprosessene, silisium, svovel, argon og kalsium akkumuleres i sentrum av kjernen._NEWLINE_Oksygen og magnesiumforsyningen varer i 2,6 \xc3\xa5r. N\xc3\xa5r temperaturen har steget til 3,3\xc2\xa0milliarder kelvin begynner restproduktene fra oksygenforbrenningen \xc3\xa5 fusjonere i en prosess som g\xc3\xa5r under samlenavnet silisiumforbrenning. Stjernens lysstyrke \xc3\xb8ker ikke, men energi\xc3\xb8kningen i forbrenningen avg\xc3\xa5r som n\xc3\xb8ytrinoer 130\xc2\xa0milliarder ganger solens n\xc3\xa5v\xc3\xa6rende n\xc3\xb8ytrinoutstr\xc3\xa5ling. Rester fra silisiumforbrenningen er jern, nikkel, krom og andre grunnstoffer med 56 eller f\xc3\xa6rre nukleoner i atomkjernen. Disse samles i stjernens sentrum._NEWLINE_Etter to uker tar forsyningen av silisium slutt. I stjernens sentrum finnes n\xc3\xa5 en jernkjerne p\xc3\xa5 st\xc3\xb8rrelse med jorden og en masse 1,5\xc2\xa0ganger solens. Temperaturen i kjernen stiger til 7,1\xc2\xa0milliarder kelvin og jern og andre tunge grunnstoff fra silisiumforbrenningen begynner \xc3\xa5 fusjonere. Til forskjell fra tidligere gir fusjonen av grunnstoff med fler enn 56 nukleoner i atomkjernen ingen energi, men forbruker energi. Den r\xc3\xb8de superkjempens kjerne avkj\xc3\xb8les og det finnes ikke lengre noen energiutstr\xc3\xa5ling som hindrer stjernen i \xc3\xa5 kollapse under sin egen tyngde. Kjernen begynner et fritt fall og akselererer p\xc3\xa5 et sekund til 25\xc2\xa0% av lysets hastighet. Fusjonsprosessene i kjernen l\xc3\xb8per l\xc3\xb8psk og den r\xc3\xb8de superkjempen eksploderer i en supernovaekslosjon som i l\xc3\xb8pet 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 st\xc3\xa5r for alt lyset. Etter eksplosjonene gjenst\xc3\xa5r antakeligvis en planetarisk t\xc3\xa5ke og en n\xc3\xb8ytronstjerne.'