Jättestjärna är en term som används för att beskriva en stjärna med mycket större radie och högre ljusstyrka än en huvudföljdsstjärna (samma yttemperatur). Enkelt uttryckt har jättestjärnor utspända, ljusstarka atmosfärer och lägre ytryck än huvudföljdsstjärnor med motsvarande spektraltyp.

Storlek och ljusstyrka

Jättestjärnor kan ha radier upp till några hundra gånger solens radie och vara mellan ungefär 10 gånger till flera tusen gånger ljusare än solen. Storleken beror på stjärnans massa och utvecklingsstadium: vissa röda jättar når mycket stora radier när de expanderar under senare utvecklingsfaser, medan blå jättar är varmare och ofta mindre i radie men mycket ljusstarka.

Typer och klassificering

Astronomer delar in ljusstarka stjärnor i flera underklasser för att skilja dem åt i spektral- och luminositetskaraktär:

  • Underjättar (luminositetsklass IV) – stjärnor som just lämnat huvudföljden och börjat expandera.
  • Vanliga jättar (luminositetsklass III) – den klassiska "jätten"; här hör många röda och gula jättar hemma.
  • Ljusa jättar (II) – ännu ljusstarkare än vanliga jättar men inte fullt så extrema som superjättar.
  • Röda jättar – kyliga (typiskt ~3 000–5 000 K) och mycket stora i radie; bildas när stjärnans kärnbränsle tar slut och yttre skikt expanderar. (röda jättar)
  • Gula och blå jättar – varmare varianter med högre yttemperatur; blå jättar kan vara tidiga spektralklasser och mycket ljusstarka.

Varför blir stjärnor jättar?

En stjärna blir en jättestjärna när den förbrukat väte i kärnan. Kärnans gravitation får den att kontrahera, temperaturen och trycket ökar i kärnområdet och energiproduktionen flyttas till ett skal utanför kärnan. Detta får de yttre lagren att expandera och svalna, vilket gör att stjärnan blir stor och ofta röd i färgen (röd jätte). För stjärnor med olika ursprungsmassor finns olika utvecklingsbanor:

  • Låg- och medelmassiga stjärnor (upp till ~8 gånger solens massa) går in i röd jätte- och senare asimptotisk jättestjärnefas (AGB) och släpper till slut ifrån sig sina yttre lager som en planetarisk nebulosa; kvar blir en vit dvärg.
  • Mer massiva stjärnor blir superjättar eller hyperjättar och kan sluta sitt liv i en supernova, vilket skiljer dem från vanliga jättar.

Spektrala egenskaper och observation

Jättestjärnors spektrum visar ofta tecken på lägre ytspecificerat tryck (lågt gravitationspåverkan) — det vill säga bredder och förhållanden i absorptionslinjer som skiljer dem från huvudföljdsstjärnor. Luminositetsklasser (IV, III, II med flera) bestäms genom sådana spektrallinjer. Många jättar är också variabla i ljusstyrka och kan förlora massa genom stjärnvindar.

Tidsram och betydelse

Jättestadiet är i allmänhet kortvarigt jämfört med huvudföljden — ofta en bråkdel av stjärnans totala livstid — men det är en viktig fas för kemisk utveckling: tunga grundämnen kan bildas och spridas ut i rymden genom massförlust och senare händelser. Vissa jättar, speciellt red clump-stjärnor och tippen på den röda jättegrenen, används också som avståndsindikatorer i astronomin.

Exempel

  • Arcturus (en av de ljusstarkaste röda jättarna i nordliga himlen) — ett typiskt exempel på en K-klass jätte.
  • Aldebaran och Pollux — andra välkända röda/gula jättar som syns tydligt för blotta ögat.

Observera att termerna kan användas något olika i vardagligt språk och i vetenskaplig nomenklatur; t.ex. kan en mycket varm, lysande huvudföljdstjärna ibland informellt kallas "jättestjärna", men i strikt klassificering skiljer man på huvudföljdsstjärnor, jättar och superjättar (superjättar, hyperjättar).