Le stelle giganti sono stelle enormi con un raggio e una luminosità molto più grandi di una stella della sequenza principale con una temperatura superficiale simile. Le stelle della sequenza principale hanno un nucleo misto, composto da idrogeno ed elio. Le stelle giganti hanno un nucleo fatto di elio o anche di elementi più pesanti come il carbonio. Questo perché le stelle giganti hanno iniziato a esaurire porzioni sostanziali del loro combustibile a idrogeno.
La fase gigante è inevitabile per qualsiasi stella con più di 0.4 masse solari. Le stelle con una massa solare compresa tra 0.4 e 0.5 accumulano elio nel loro nucleo man mano che invecchiano, e alla fine si accumula un nucleo di elio puro, ma non hanno la pressione e la temperatura per fondere l’elio. L’idrogeno alla periferia del nucleo forma un guscio di rapida attività di fusione, perché l’enorme gravità del nucleo sta comprimendo l’idrogeno su di esso. La dimensione della stella si espande e diventa molto più diffusa. Quando il Sole diventerà una gigante rossa tra cinque miliardi di anni, la sua superficie raggiungerà l’attuale orbita terrestre.
Le stelle con più di 0.5 masse solari possono fondere nuclei di elio in ossigeno e carbonio attraverso il processo triplo alfa. Sebbene il nucleo debba raggiungere una temperatura di 108 K prima dell’accensione, quando ciò accade, produce un eccesso di energia, che aumenta le dimensioni del nucleo, diminuendo la pressione nel guscio che produce idrogeno. Questo rallenta le reazioni di fusione e controintuitivamente diminuisce le dimensioni e la temperatura della stella. Quindi, una stella più massiccia finisce per essere meno luminosa di una meno massiccia. Tali stelle fanno parte del cosiddetto ramo orizzontale, perché su un grafico di luminosità contro tipo spettrale formano una linea orizzontale.
Se meno di 8 masse solari, ma maggiori di 0.5, la stella accumulerà carbonio nel suo nucleo e inizierà a fondere l’elio su un guscio esterno al nucleo. Diventa un “ramo gigante asintotico” o stella AGB mentre la fusione dell’elio accelera e gonfia la sua stella ospite. Questi possono creare stelle supergiganti e ipergiganti.
Per le stelle più grandi di 8 masse solari, i nuclei si fondono fino al ferro. Quando una stella del genere costruisce un nucleo di ferro più grande di 1.44 masse solari, inizia il collasso del nucleo. I gusci di elettroni reciprocamente repulsivi attorno ai nuclei di ferro non riescono a respingersi l’un l’altro sotto la grande pressione e temperatura, e iniziano a fondersi in un altro stato della materia chiamato neutronio, costituito da neutroni strettamente incastrati in un gigantesco nucleo atomico delle dimensioni di una città .
Quando le reazioni di fusione nel nucleo cessano, la stella non riesce a produrre energia sufficiente per contrastare la propria gravità e collassa. Quando gli elementi leggeri cadono verso l’interno, rimbalzano sul nucleo di neutronio quasi incomprimibile. Il rimbalzo è sufficiente per far esplodere il mantello della stella nello spazio a migliaia di chilometri all’ora. Questo evento è chiamato supernova ed è il modo in cui vengono creati elementi più pesanti del ferro.
Il resto è ciò che viene chiamato un resto di stella, o una stella di neutroni. Un cucchiaino della sua materia pesa due milioni di tonnellate.