סופרנובה – הבדלי גרסאות

בכוכב שמסתו קטנה מתחת ל־0.08 ממסת השמש, היתוך גרעיני לא מתחיל כלל, מאחר שכוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחוס את ליבת הכוכב ולהתקרב לחום הנדרש לתחילת היתוך המימן. במקרה כזה, הכוכב מוגדר כ[[ננס חום]]. אך בכוכב גדול יותר, התהליך מתחיל כך: היתוך ארבעה אטומי [[מימן]] לאטום אחד של [[הליום]]{{הערה|בארבעה אטומי המימן יש ארבעה [[פרוטון|פרוטונים]], ואילו בגרעין אטום ההליום יש רק שני פרוטונים, ועוד שני [[נייטרון|נייטרונים]] שנוצרו משני הפרוטונים הנותרים. המטען החשמלי נשמר בכך שבתהליך ההיתוך נוצרים גם שני [[פוזיטרון|פוזיטרונים]], בעלי מטען שווה לזה של הפרוטונים המקוריים (ועוד שני [[נייטרינו]]). התהליך המלא מורכב מעט יותר ומתואר בערך [[היתוך גרעיני]].}}. היתוך זה מייצר [[אנרגיה]] גבוהה מאוד יחסית להיתוך אטומים אחרים, ולכן שלב זה הוא הארוך והיציב ביותר במחזור החיים של הכוכב. מקור האנרגיה היא איבוד קטן יחסית של מסה - מסתו של אטום הליום קטנה בכ־0.71% מזו של ארבעת אטומי המימן, וזו המסה שמומרת לאנרגיה. ככל שמסת הכוכב גדלה, כמות המימן המתכלה - והאנרגיה המופקת - גדלות באופן לא ליניארי. לדוגמה, אם מסת הכוכב היא פי 20 ממסת השמש, הוא יכלה את המימן שבליבה בתוך 9 מיליון שנים "בלבד", לעומת תהליך היתוך ליבת המימן של השמש שמוערך בכ־10 מיליארד שנים. יודגש השימוש במונח '''"ליבה"'''. רדיוס ליבת השמש הוא 20% בלבד מרדיוס השמש כולה, אולם במצב "רגיל" של שלב היתוך המימן, רק אזור זה מגיע ללחץ ולטמפרטורה הנחוצה להתכת מימן, ולכן רק הוא מהווה את מקור האנרגיה של הכוכב. המימן שנותר ב"מעטפת" הכוכב (כ־78%) אינו מותך בשלב זה, והוא ממתין לתורו בשלבים הבאים.

הפסקת היתוך המימן בליבת הכוכב גורמת ל"ניצחון" זמני לכוח הכבידה: התכווצות וקריסת ליבת הכוכב לתוך עצמו, משום שאין יותר [[אנרגיה גרעינית]] שתפעל בכיוון הפוך.

קרוב יותר למסת השמש, כוח הכבידה ממשיך ודוחס את אטומי ההליום שבליבה עוד ועוד, עד שמתחיל שלב ההיתוך השני - שלושה אטומי הליום מתמזגים והופכים לאטום אחד של [[פחמן]] תוך שחרור אנרגיה. מאחר שהאנרגיה המופקת בתהליך זה קטנה משמעותית מהיתוך המימן, שלב זה קצר משמעותית מהשלב הראשון ונאמד במספר עשרות עד מאות אלפי שנים (תלוי במסת הכוכב).

כוכב שמסתו גדולה מעשר מסות שמש לערך, יהפך בשלב זה ל'''[[על-ענק אדום|על־ענק אדום]]''' במהלך תקופת התכת ההליום שלו. לכוכבים אלו רדיוסים גדולים מאוד, בדרך כלל בטווח של 200–800 מרדיוס השמש שלנו. גודלו של על־הענק הגדול ביותר הידוע הוא בערך פי 1,500 מרדיוס השמש.

בכוכב שמסתו קטנה מ[[גבול צ'נדראסקאר]] (בערך 1.44 ממסת השמש), התהליך נעצר כאן. כוח הכבידה אינו מסוגל לדחוס את אטומי הפחמן ולהתיך אותם לשלב הבא, ולכן השמש שלנו עתידה להתקרר ולהצטמק בהדרגה, ל[[ננס לבן]].

כעת כח הכבידה העצום בליבה דוחס את אטומי החמצן ומתיכם בעיקר ל[[צורן]] (סיליקון). שלב זה כבר מוערך בחודשים עד שנים ספורות בלבד, בהתאם למסת הכוכב. כך ממשיך הכוכב ומייצר שכבות מימן, הליום, פחמן, חמצן, [[נאוןניאון]], צורן, [[גופרית]] ולבסוף - [[ברזל]]. תהליך זה הוא למעשה המקור של כל מרבצי המתכות המוכר לנו.

לדוגמה: כוכב בעל 20 מסות שמש יימצא קרוב ל־9 מיליוני שנים בהיתוך מימן להליום ואז יהפוך לעל־ענק אדום, בו ימצא קרוב למיליון שנים בהיתוך הליום לפחמן, קרוב לאלף שנים בהיתוך פחמן לחמצן (וגם ל[[נאוןניאון]]), כ־4 שנים בהיתוך חמצן ל[[צורן]] (וגם ל[[גופרית]]), ואז שבועות עד חודשים בודדים בהיתוך צורן ל[[ברזל]].