I astronomi er hovedsekvensen et kontinuerlig og tydelig bånd av stjerner som vises på diagrammer hvor abscissen er fargeindeksen B-V og ordinatens lysstyrke eller omvendt stjernenes absolutte størrelse . Disse fargelyshetsdiagrammene er kjent som " Hertzsprung-Russell-diagrammer ", etter deres medoppfinnere Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell . Stjernene i dette bandet er kjent som hovedseriestjernene , eller "dvergstjerner". Dermed er omtrent 90% av stjernene som er observert over 0,5 M on på hovedsekvensen .
Den hoveddelen betegner også den viktigste fasen av en stjerne evolusjon : det er i løpet av denne perioden at dets karakteristika tilsvarer de for hoveddelen av den Hertzsprung-Russel-diagram, og at det faktisk er representert.
Den høye andelen stjerner i hovedsekvensen skyldes at denne sekvensen tilsvarer fusjonen av fusjon av hydrogen til helium, som varer mesteparten av stjernens totale levetid (på grunn av overvekt av hydrogen i den opprinnelige sammensetningen, og også fordi fusjonen av hydrogen til helium er den mest eksoenergiske av kjernefusjonsreaksjoner).
På begynnelsen av XX th århundre, begynner vi å ha mer pålitelig informasjon om hvilke typer og avstander av stjerner : de viste spektra (på den tiden, deres synlige delen ) av ulike strukturer. Annie Jump Cannon og Edward Charles Pickering ved Harvard College Observatory ( Harvard University Observatory ) utleder deretter en klassifiseringsmetode, kjent som Harvard Classification Scheme , publisert i Annals of Harvard i 1901.
I Potsdam , i 1906, la den danske astronomen Ejnar Hertzsprung merke til at de rødeste stjernene, klassifisert K og M i Harvard-diagrammet, kan deles inn i to ganske separate grupper:
Året etter begynte han å studere stjerneklynger ; det vil si store prøver av stjerner som alle er omtrent på samme avstand (det som kjennetegner en klynge er å gruppere veldig mange stjerner i et lite rom). Han publiserer den første lysstyrken kontra fargediagrammer for disse stjernene. Disse diagrammene viser en klar og kontinuerlig serie med stjerner, som han kaller "hovedsekvensen".
På Princeton University , Henry Norris Russell fortsatte sin forskning i samme retning. Han studerer forholdet mellom spektral klassifisering og absolutt lysstyrke, absolutt størrelse . For dette formål bruker han et utvalg av pålitelige parallaksstjerner , hvorav mange er klassifisert ved Harvard. Når han klassifiserer spektraltypene til disse stjernene i henhold til deres absolutte størrelse, oppdager han at dvergstjerner følger et veldefinert forhold. Dette gjør at han kan forutsi den absolutte størrelsen på en stjerne med relativ nøyaktighet.
Blant de røde stjernene observert av Hertzsprung, følger dvergene også forholdet mellom farge og lysstyrke oppdaget av Russell. Men siden gigantene er mye lysere enn dverger, følger de ikke det samme forholdet. Russell foreslår at "gigantiske stjerner skal ha lav tetthet eller høy overflatelysstyrke, og omvendt for dvergstjerner . " Det samme diagrammet viser også at det er noen sjeldne, veldig svake hvite stjerner.
Det var i 1933 at Bengt Strömgren introduserte uttrykket "Hertzsprung-Russell-diagram" for å betegne et diagram som viser lysstyrken som en funksjon av spektralklassen . Dette navnet refererer til utviklingen av denne teknikken, parallelt av Hertzsprung og Russell, på begynnelsen av århundret.
Den Vogt-Russell teorem , som er utviklet i 1930-årene, etablerer et forhold mellom massen av stjernen på den ene side, og radien og lyshet av denne stjerne på den andre. Siden HR-diagrammet bruker de samme verdiene, kan man utlede massen og radiusen til en stjerne fra dens posisjon i diagrammet (men det ble senere oppdaget at teoremet ikke lenger er nøyaktig hvis stjernens sammensetning ikke er ensartet ).
En forbedret ordning for stjerneklassifisering , kjent som "MK", ble publisert i 1943 av WW Morgan og PC Keenan. MK-klassifiseringen gir hver stjerne en spektral type basert på Harvard-klassifiseringen - og en lysstyrkeklasse. Harvard-klassifiseringen ble utviklet ved å tildele bokstaver til stjernetyper basert på viktigheten av de forskjellige linjene i hydrogenspekteret, før forholdet mellom spektrum og temperatur var kjent. Hvis vi ordner dem i rekkefølge etter temperatur, og ved å eliminere duplikatene, får vi spektraltypene som en funksjon av synkende temperaturer, med farger som spenner fra blå til rød: sekvensen blir O, B, A, F, G, K og M. Lysstyrkeklassene varierer fra I til V, i rekkefølge etter fallende lysstyrke. Stjernene med lysstyrke V danner hovedsekvensen.
Når en protostjerne dannes i sammenbrudd av en gigantisk molekylær sky av gass og støv i det lokale interstellare mediet ( stellogenese ), er den i utgangspunktet homogen og består av omtrent 70% hydrogen og 28% hydrogen. ' Helium , pluss spor av andre elementer. Den opprinnelige massen til stjernen avhenger av de lokale forholdene i skyen.
Under denne innledende kollapsen sa den gryende stjernen å være forløperen til hovedsekvensen frigjør energi (spesielt i kinetisk form og temperatur) fra det resulterende indre trykket. Når protostjernen når en tetthet som er tilstrekkelig til å passere Coulomb-barrieren , begynner kjernefusjonsprosessen å transformere hydrogenet til helium i kjernen, og dermed frigjøre mer sentrifugal energi , som gradvis vil balansere den i hovedsak sentripetale gravitasjonsenergien .
Stjernens tetthet stabiliseres og kjernefusjonen av hydrogen blir den dominerende prosessen med energiproduksjon.
Når en stjerne har dannet seg, skaper den energi i sin varme, tette kjerne ved kjernefusjon av hydrogenkjerner i heliumkjerner . I løpet av denne perioden av stjernens liv står den på hovedsekvensen til HR-diagrammet, på et punkt som hovedsakelig defineres av massen, med noen korreksjoner hovedsakelig på grunn av dens kjemiske sammensetning. Fordelingen av masser av nydannede stjerner er beskrevet empirisk av den opprinnelige massefunksjonen .
Alle stjernene i hovedsekvensen har en kjerneområde der energi produseres ved kjernefusjon. Temperaturen og tettheten til denne kjernen er på nivåer som er tilstrekkelige til å opprettholde produksjonen av energi som er i stand til å bære vekten til resten av stjernen. En reduksjon i energiproduksjonen vil gi kompresjon med denne vekten, som vil gjenopprette energiproduksjonen til sitt riktige nivå på grunn av økningen i trykk og temperatur. Omvendt vil for mye av en økning i energiproduksjon føre til at stjernen svulmer, og derved senker trykket og temperaturen til kjernen. Stjernen danner derfor et selvregulert system i hydrostatisk likevekt , stabilt gjennom hele oppholdet på hovedsekvensen. Alle stjernene i hovedsekvensen er i denne stabile tilstanden, med det termiske trykket til den varme kjernen som balanserer tyngdekraften til de øvre lagene, og de fleste av egenskapene deres er resultatet av denne balansen.
Hertzsprung-Russell-diagram , forenklet av stjernegrupper Spektral type Brun dverg Hvite dverger Røde dverger Underdverger Hovedsekvens ("dverger") Underkjemper Kjemper Luminous Giants Supergiant Hypergiant Omfanget absolutt (M V ) Absolutt styrke |
Stjernens karakteristikker bestemmer sin plass i Hertzsprung-Russell-diagrammet , på en kurve som kalles standard hovedsekvens . Astronomer refererer noen ganger til dette stadiet som Zero Age Main Sequence (ZAMS, akronym for Zero Age Main Sequence ). ZAMS-kurven kan beregnes ved hjelp av numeriske modeller av stjernegenskapene når stjernen begynner å smelte sammen. Fra dette tidspunktet øker lysstyrken og overflatetemperaturen til stjerner generelt med alderen.
Flertallet av stjernene på et typisk HR-diagram finnes i hovedsekvensen. Denne linjen er understreket fordi spektraltypen og lysstyrken bare avhenger av stjernens masse, i det minste som en første tilnærming, så lenge stjernen oppnår fusjonen av hydrogen i kjernen - og det er det som nesten alle stjerner gjør for størstedelen av arbeidslivet .
Variasjonen i lysintensitet mellom de kjøligere stjernene er stor nok til å skille dvergene ( rød , oransje eller gul ) fra de større. For varmere stjerner (hvite og blå) er variasjonen i størrelse og lysstyrke imidlertid ikke direkte observerbar Mellom stjernene. Av denne grunn skiller nomenklaturen dvergstjerner fra giganter ved å referere til forskjellen mellom spektre , hvis linjer indikerer om stjernen er på hovedsekvensen eller utenfor. Likevel kan til og med veldig varme og massive stjerner i hovedsekvensen noen ganger kalles dverger.
Andre faktorer bidrar til å spre hovedsekvensen på HR-diagrammet: usikkerhet i stjernenes avstand, og tilstedeværelsen av uløste binære stjerner som kan endre de observerte stjerneparametrene . Men selv en perfekt observasjon vil vise en forstørret hovedsekvens, da masse ikke er den eneste parameteren som påvirker fargen og / eller lysstyrken til en stjerne. Foruten variasjoner i kjemisk sammensetning - både i den opprinnelige overfloden og i stjernens evolusjon - kan interaksjonen med en nær følgesvenn , en rask rotasjon eller et magnetfelt også endre stjernens posisjon litt på stjernen. , for å nevne noen faktorer. For eksempel er det stjerner som er veldig fattige i grunnstoffer med et atomnummer høyere enn helium - dette er stjernene med lav metallisitet - som finnes like under hovedsekvensen. Kalt sub-dverger , disse stjernene utfører fusjonen av hydrogen i kjernen, og markerer den nedre grensen for hovedsekvensen, så langt det gjelder kjemisk sammensetning.
Et nesten vertikalt område av HR-diagrammet, kjent som ustabilitetsbåndet , er okkupert av pulserende variable stjerner, særlig Cepheids . Disse stjernene varierer i størrelse med jevne mellomrom, noe som gir dem et pulserende utseende. Stripen skjærer den øvre delen av hovedsekvensen i området klasse A og F, mellom 1 og 2 M ☉ . Variable stjerner i den delen av ustabilitetssonen som krysser den øvre delen av hovedsekvensen kalles Delta Scuti-variabler . Hovedsekvensstjernene i denne regionen gjennomgår bare små amplitudeendringer i størrelse, og denne variasjonen er derfor vanskelig å oppdage. Andre ustabile hovedklassestjerneklasser, slik som beta-Cephei-variabler - for ikke å forveksle med Cepheids - er ikke relatert til dette ustabilitetsbåndet.
Hovedsekvensstjerner produserer sin energi gjennom to hydrogenfusjonsprosesser, og hastigheten på energiproduksjonen avhenger av kjernetemperaturen. Astronomer deler deretter hovedsekvensen i øvre og nedre deler, avhengig av den nøyaktige mekanismen for den dominerende kjernefusjonsreaksjonen:
Stjerner under halvannen ganger solens masse (1,5 M ☉ ) smelter hovedsakelig hydrogenkjerner ved direkte fusjon og β-forfall av hydrogenisotoper: deuterium og tritium ( pp-kjede ). Den nederste er der pp-kjede dominerer hvor de isotoper av hydrogen proton , deuterium og tritium flettingen direkte, tritium gjennomgår β forråtnelse som langsomt forvandles protoner inn nøytroner for å danne α partikler.
Det er ved en temperatur på 18 millioner Kelvin at CNO-syklusen overstiger pp-kjeden i produktivitet. Dette tilsvarer en stjerne på ca. 1,5 M ☉ . Så, F eller kjøligere stjerner bruker pp-kjeden, mens A eller varmere stjerner bruker CNO-syklusen. Overgangen fra en produksjonsmåte til en annen skjer over et intervall på mindre enn 1 M ☉ : i solen produseres bare 1,5% av energien av CNO-syklusen. Omvendt henter stjerner som er større enn 1,8 M energy nesten all sin energi fra CNO-syklusen. Over denne massen blir kjernetemperaturen tilstrekkelig til å tillate fusjon av protoner med karbon (C), nitrogen (N) og oksygen (O) kjerner, og en kjede som bruker disse kjernene som mellomprodukter, returneres etter at produksjonen av en heliumkjerne starter opp . Dette er CNO-syklusen , som raskt overgår proton-protonkjeden i betydning . Den øvre er der CNO-syklusen dominerer, hvor protoner smelter sammen med tyngre kjerner, karbon, nitrogen og oksygen, som gjennomgår β-forfall og til slutt støtter ut en α for å starte syklusen igjen.
Den øvre grensen observert for hovedsekvensstjerner er 120 til 200 M ☉ . Den teoretiske forklaringen på denne grensen er at stjerner som overskrider den ikke kan utstråle energi raskt nok til å forbli stabil, så eventuell tilleggsmasse vil bli kastet ut av en serie pulser til stjernen når en stabil grense. Den nedre grensen for kjernefusjon opprettholdt av pp-kjeden er omtrent 0,08 M ☉ . Under denne massen er det sub-stjernegjenstander som ikke støtter fusjonen av hydrogen, og som kalles brune dverger .
Siden det er en temperaturforskjell mellom hjertet og overflaten, eller fotosfæren , forplantes energien utover. De to transportformene er ledning og konveksjon . Under ledning overføres energi hovedsakelig av stråling ved disse temperaturene. Et ledende område er et område som er stabilt med hensyn til konveksjon, og det er veldig lite blanding av materie. På den annen side, i en konvektiv sone , transporteres energien av det bevegelige plasmaet : materialet oppvarmes vekselvis av kjernen og transporteres til utsiden, deretter avkjøles på overflaten av stråling og transporteres til innsiden. Konveksjon er en mer effektiv modus enn ledning for transport av energi, men den vil bare finne sted under forhold som skaper en sterk temperaturgradient, dvs. hvor temperaturen varierer raskt med temperaturen. Avstand til sentrum, for eksempel en høy verdi på termisk opasitet som vil begrense ledning. Den konveksjonssonen er derfor plassert i de ytre lag av den stjerne, i en sone sterkt oppvarmet ved bunnen av kjernen og avkjøles ved sin periferi av det ytre laget av stjernen.
I massive stjerner (over 10 M ☉ ) er hastigheten på energiproduksjonen ved CNO-syklusen veldig følsom for temperatur, slik at fusjonen er sterkt konsentrert i kjernen. Så det er en sterk temperaturgradient i denne regionen, noe som resulterer i en konvektiv sone som sikrer bedre energitransport. Denne blandingen av materiale rundt kjernen fjerner helium produsert fra hydrogensmeltingsområdet. Dette gjør at en større brøkdel av hydrogenet kan konsumeres under oppholdet på hovedblokken. Derimot transporterer de perifere områdene til en massiv stjerne energi ved ledning, med liten eller ingen konveksjon.
For stjerner med lavere masse blir denne konvektive kjernen gradvis mindre og forsvinner i omtrent 2 M ☉ . Dette er tilfelle for stjerner av mellommasse, som Sirius , som hovedsakelig transporterer energi med ledning, med en liten konvektiv sone nær hjertet. Nedenfor er stjerner som solen ledende nær kjernen, men konvektive nær overflaten: den konveksjonsstabile kjernen er beriket med helium og omgitt av lag som er rik på hydrogen blandet av konveksjon.
Og for stjerner med enda mindre masse kommer vi til stjerner hvis konveksjonssone opptar hele massen: stjerner med veldig liten masse, ikke veldig varme (under 0,4 M ☉ ) er konvektive i det hele tatt. Dermed fordeles helium produsert i kjernen gjennom stjernen, og gir en relativt jevn atmosfære, og et forholdsmessig lengre liv på hovedsekvensen.
Det eksakte forholdet mellom masse og lysstyrke avhenger av hvor effektivt energi transporteres fra hjertet til overflaten. Høyere opasitet har en isolerende effekt som beholder mer energi nær kjernen, slik at stjernen ikke trenger å produsere så mye energi for å opprettholde hydrostatisk balanse . Motsatt fører lavere opasitet til at energi slipper lettere ut, og stjernen må konsumere mer smeltbart materiale for å opprettholde likevekt. Vær imidlertid oppmerksom på at tilstrekkelig høy opasitet kan utløse transport av energi ved konveksjon, som endrer betingelsene som er nødvendige for å opprettholde likevekt.
I stjerner med høy masse på hovedsekvensen domineres opasiteten av elektronspredning , som er praktisk talt uavhengig av temperatur. Så lysstyrken øker bare når kuben til stjernens masse. For stjerner under 10 M ☉ , blir opasitet avhengig av temperaturen, noe som fører til en variasjon i lysstyrken som nærmer seg 4 th kraften av massen av stjernen. For stjerner med veldig liten masse bidrar molekyler i atmosfæren også til opasitet. Under ca. 0,5 M ☉ varierer stjernens lysstyrke som masse til kraften på 2,3, noe som gir en reduksjon i hellingen til lysstyrkegrafen som en funksjon av masse. Selv disse raffinementene er imidlertid bare en tilnærming, og forholdet mellom masse og lysstyrke kan avhenge av stjernens sammensetning.
K | Eksempler | ||||
---|---|---|---|---|---|
Stråle | Masse | Lysstyrke | Temperatur | ||
O5 | 18 | 40 | 500.000 | 38.000 | Zeta Puppis |
B0 | 7.4 | 18 | 20.000 | 30.000 | Phi 1 Orionis |
B5 | 3.8 | 6.5 | 800 | 16.400 | Pi Andromedae A |
A0 | 2.5 | 3.2 | 80 | 10.800 | Alpha Coronae Borealis A |
KL. 5 | 1.7 | 2.1 | 20 | 8 620 | Beta Pictoris |
F0 | 1.4 | 1.7 | 6 | 7.240 | Gamma virginis |
F5 | 1.2 | 1.29 | 2.5 | 6540 | Eta Arietis |
G0 | 1.05 | 1.10 | 1.26 | 6000 | Beta Comae Berenices |
G2 | 1.00 | 1.00 | 1.00 | 5 750 | Sol |
G5 | 0,93 | 0,93 | 0,79 | 5 560 | Alpha mensae |
K0 | 0,85 | 0,78 | 0,40 | 5 150 | 70 Ophiuchi A |
K5 | 0,74 | 0,69 | 0,16 | 4.640 | 61 Cygni A |
M0 | 0,63 | 0,47 | 0,063 | 3 920 | Gliese 185 |
M5 | 0,32 | 0,21 | 0,0079 | 3 120 | EZ Aquarii A |
M8 | 0,13 | 0,10 | 0,0008 | - | Van Biesbroecks stjerne |
Temperaturen til en stjerne bestemmer dens spektraltype ved å påvirke de fysiske egenskapene til plasmaet i fotosfæren . Energiutslippet til en stjerne som en funksjon av bølgelengden påvirkes av både temperatur og kjemisk sammensetning. En nøkkelindikator i denne energifordelingen er gitt av B - V fargeindeksen , som måler forskjellen i tilsynelatende størrelsen på stjernen sett gjennom et blått standardfilter ( B ) og et grønn - gult standardfilter ( V ). Denne forskjellen i størrelse er et mål på stjernens temperatur.
Hvis vi behandler stjernen som en ideell energistraler, kjent som en svart kropp , kan vi relatere lysstyrken L og radius R til den effektive temperaturen i henhold til Stefan-Boltzmanns lov ved å:
hvor σ er Stefan-Boltzmann-konstanten . Siden posisjonen til en stjerne på HR-diagrammet gir et estimat på lysstyrken, kan dette forholdet brukes til å estimere dens radius.
Verdiene for lysstyrke ( L ), radius ( R ) og masse ( M ) er i forhold til solens, en dvergstjerne med spektral klassifisering G2 V. De faktiske verdiene for en stjerne kan variere med 20 til 30 % verdier oppført motsatt.
En stjerne vil holde seg nær utgangsposisjonen i hovedsekvensen til en betydelig del av hydrogenet i kjernen er fortært. Deretter begynner den å utvikle seg mot en lysere stjerne. (På HR-diagrammet beveger stjernen seg opp og til høyre for hovedsekvensen.)
Ettersom ubrukelig helium akkumuleres i kjernen til en hovedsekvensstjerne, fører reduksjonen av hydrogen per masseenhet til at massefusjonshastigheten gradvis synker. For å kompensere for denne effekten øker temperaturen og trykket i hjertet gradvis, og forårsaker økt total energiproduksjon (for å støtte den økte tettheten i). Dette gir en langsom, men kontinuerlig vekst i stjernens lysstyrke og radius over tid. Så for eksempel var solens lysstyrke de første dagene bare 70% av den nåværende verdien. Med alderen vil posisjonen til en stjerne endre posisjonen oppover i HR-diagrammet. Dette resulterer i en utvidelse av hovedsekvensbåndet, fordi stjerner blir observert ved tilfeldige brøker av deres levetid. Hovedsekvensen observert som helhet er et bredere bånd enn ZAMS alene .
Når en stjerneklynge dannes omtrent samtidig, avhenger stjernenes levetid av massene. De mest massive stjernene forlater hovedsekvensen først, etterfulgt i serie over tid, av stjerner med stadig synkende masser. Stjernene utvikler seg derfor i rekkefølgen av deres posisjon i hovedsekvensen, og begynner med den mest massive øverst til venstre i HR-diagrammet. Den nåværende posisjonen der disse stjernene forlater hovedsekvensen kalles vendepunktet. Ved å kjenne levetiden på hovedsekvensen på dette stedet, er det mulig å estimere klyngens alder.
Symbol | Størrelse representert |
---|---|
Total energi som skal produseres i løpet av stjernens levetid | |
Masse av stjernen på hovedsekvensen | |
Lysstyrken til stjernen i hovedsekvensen | |
Massa av solen | |
Solens lysstyrke | |
Anslått verdi av stjernens levetid på hovedsekvensen |
Den totale mengden energi som en stjerne kan produsere ved kjernefusjon av hydrogen er begrenset av mengden hydrogen som opprinnelig var tilgjengelig i kjernen. For en stjerne i likevekt er energien som produseres i hjertet lik den energien som utstråles på overflaten. Levetiden til en stjerne kan derfor estimeres som en første tilnærming som forholdet mellom den totale energien den kan produsere ved fusjon og dens lysstyrke (mengden energi den utstråler per tidsenhet):
Disse to tilknyttede proporsjonalitetsforholdene gir derfor:
Levetiden til en stjerne i hovedsekvensen kan deretter estimeres ut fra den kjente og forutsagte evolusjonen til solen: den har vært i hovedsekvensen i omtrent 4,5 milliarder år, og vil la den bli en rød gigant på 6,5 milliarder år , for en total levetid på hovedsekvensen som nærmer seg 10 til 10 år . Derav tilnærmingen:
Den negative kraften indikerer at levetiden på stjernens hovedsekvens varierer omvendt med massen. En stjerne i hovedsekvensen er som en første tilnærming en ball av gass og plasma der tendensen til å kollapse på grunn av tyngdekraften motveies av tendensen til inflasjon på grunn av strålingstrykk . For en massiv stjerne, som har mer hydrogen å smelte sammen, oppnås denne likevekten for en betydelig høyere kjernetemperatur, noe som induserer en veldig høy smeltehastighet: på en måte har en massiv stjerne et større reservoar enn 'en stjerne med lav masse, men forbruker mye mer, til slutt har det mye mindre autonomi.
De mest massive stjernene kan derfor bare forbli i hovedsekvensen i noen få millioner år, mens stjerner med en masse mindre enn 0,1 M ☉ kan forbli der i mer enn en billion (10 12 år).
Når alt hydrogenbrensel i hjertet er forbrukt, utvikler stjernen seg vekk fra hovedsekvensen på HR-diagrammet. En stjernes oppførsel avhenger da av massen: stjerner på mindre enn 0,23 M ☉ blir hvite dverger , mens de med opptil 10 M ☉ går gjennom et rødt gigantisk stadium . Mer massive stjerner kan eksplodere i en supernova , eller kollapse direkte i et svart hull .
Når en hovedsekvensstjerne har konsumert hydrogen i kjernen, får bremsing av energiproduksjon tyngdekollapsen til å starte på nytt. For stjerner mindre enn 0,23 M ☉ forventes det at de blir hvite dverger når kraftproduksjon av kjernefusjon opphører, men prosessen er så treg at de trenger mer enn den nåværende alderen i universet.
For en stjerne på minst 0,5 M ☉ , når reserven av hydrogen i kjernen er oppbrukt, sveller den til å bli en gigant , og når en temperatur som er tilstrekkelig til å utløse fusjonen av heliumkjerner i karbon ved 3a-prosessen . Stjerner med mer enn 5–7,5 M ☉ kan også slå sammen elementer med høyere atomnummer.
Energiutgangen fra denne banen per masseenhet er bare en tidel av hydrogenens, og stjernens lysstyrke øker. Dette gigantiske stadiet er kortere enn det som er i hovedsekvensen: Solen skal for eksempel bare holde seg 130 millioner år på dette stadiet, sammenlignet med de 10 milliarder som er brukt på å smelte hydrogen.
I mer massive stjerner, opptil 10 M ☉ , når hydrogenet som omgir heliumkjernen en temperatur og et trykk som er tilstrekkelig til å gjennomgå fusjon, som danner et lag av fusjon av hydrogen. Som et resultat slapper stjernens ytre skall av og avkjøles, og stjernen blir en rød gigant . På dette tidspunktet forlater stjernen derfor hovedsekvensen og går inn i grenen til gigantene. Den følger en evolusjonær bane i HR-diagrammet diagonalt motsatt til hovedsekvensen, opp til høyre. Dette er dens evolusjonære bane.
Heliumkjernen fortsetter å trekke seg sammen, til den støttes fullt ut av elektronets degenererende trykk - en kvanteeffekt som begrenser kompresjon av materie.
For stjerner på 10 M ☉ eller mer kan denne prosessen føre til en stadig tettere kjerne, som til slutt kollapser, og kaster ut de ytre lagene i en supernovaeksplosjon , type II, type Ib eller type Ic.