Les étoiles géantes sont des étoiles énormes avec un rayon et une luminosité beaucoup plus grands qu’une étoile de la séquence principale avec une température de surface similaire. Les étoiles de la séquence principale ont un noyau mixte, composé d’hydrogène et d’hélium. Les étoiles géantes ont un noyau fait d’hélium ou même d’éléments plus lourds comme le carbone. C’est parce que les étoiles géantes ont commencé à épuiser des portions substantielles de leur carburant hydrogène.
La phase géante est inévitable pour toute étoile de plus de 0.4 masse solaire. Les étoiles avec entre 0.4 et 0.5 masses solaires accumulent de l’hélium dans leur noyau à mesure qu’elles vieillissent, et finalement un noyau d’hélium pur s’accumule, mais elles n’ont pas la pression et la température nécessaires pour fusionner l’hélium. L’hydrogène à la périphérie du noyau forme une coquille d’activité de fusion rapide, car la gravité massive du noyau comprime de l’hydrogène sur celui-ci. La taille de l’étoile s’agrandit et elle devient beaucoup plus diffuse. Lorsque le Soleil deviendra une géante rouge dans cinq milliards d’années, sa surface atteindra l’orbite actuelle de la Terre.
Les étoiles avec une masse solaire supérieure à 0.5 peuvent fusionner des noyaux d’hélium en oxygène et en carbone par le processus triple alpha. Bien que le noyau doive atteindre une température de 108 K avant l’allumage, lorsque cela se produit, il produit une surabondance d’énergie, ce qui augmente la taille du noyau, diminuant la pression dans l’enveloppe de production d’hydrogène. Cela ralentit les réactions de fusion et diminue de manière contre-intuitive la taille et la température de l’étoile. Ainsi, une étoile plus massive finit par être moins lumineuse qu’une moins massive. De telles étoiles font partie de la branche dite horizontale, car sur un graphique de luminosité par rapport au type spectral, elles forment une ligne horizontale.
Si moins de 8 masses solaires, mais plus de 0.5, l’étoile accumulera du carbone dans son noyau et commencera à fusionner de l’hélium sur une coquille à l’extérieur du noyau. Elle devient une branche géante asymptotique ou étoile AGB au fur et à mesure que la fusion de l’hélium accélère et fait monter en ballon son étoile hôte. Ceux-ci peuvent créer des étoiles supergéantes et hypergéantes.
Pour les étoiles supérieures à 8 masses solaires, les noyaux fusionnent jusqu’au fer. Lorsqu’une telle étoile forme un noyau de fer supérieur à 1.44 masse solaire, l’effondrement du noyau commence. Les coquilles d’électrons mutuellement répulsives autour des noyaux de fer ne parviennent pas à se repousser sous la pression et la température élevées, et commencent à fusionner en un autre état de la matière appelé neutronium, composé de neutrons serrés les uns contre les autres dans un gigantesque noyau atomique de la taille d’une ville. .
Lorsque les réactions de fusion dans le noyau cessent, l’étoile ne parvient pas à produire suffisamment d’énergie pour contrer sa propre gravité et elle s’effondre. Lorsque les éléments légers tombent vers l’intérieur, ils rebondissent sur le noyau de neutronium presque incompressible. Le rebond est suffisant pour faire exploser le manteau de l’étoile dans l’espace à des milliers de kilomètres par heure. Cet événement s’appelle une supernova, et c’est ainsi que des éléments plus lourds que le fer sont créés.
Le reste est ce qu’on appelle un reste d’étoile, ou une étoile à neutrons. Une cuillère à café de sa matière pèse deux millions de tonnes.