Սուպեր հսկա աստղեր. Հսկա և գերհսկա աստղեր. UY Shield-ի ֆիզիկական պարամետրերը

10

10-րդ տեղ - AH Scorpio

Մեր Տիեզերքի ամենամեծ աստղերի տասներորդ տեղը զբաղեցնում է կարմիր գերհսկան, որը գտնվում է Կարիճ համաստեղությունում: Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1287 - 1535 մեր Արեգակի շառավիղները: Գտնվում է Երկրից մոտավորապես 12000 լուսատարի հեռավորության վրա:

9

9-րդ տեղ՝ ԿԱՅ Լեբեդ

Իններորդ տեղը զբաղեցնում է աստղը, որը գտնվում է Cygnus համաստեղությունում Երկրից մոտավորապես 5 հազար լուսատարի հեռավորության վրա։ Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1420 արեգակնային շառավիղներ. Սակայն նրա զանգվածը Արեգակի զանգվածին գերազանցում է ընդամենը 25 անգամ։ KY Cygni-ն փայլում է մոտ միլիոն անգամ ավելի պայծառ, քան Արեգակը:

8

8-րդ տեղ - VV Cephei A

VV Cephei-ն Ալգոլի տիպի խավարող կրկնակի աստղ է Կեփեոս համաստեղությունում, որը գտնվում է Երկրից մոտ 5000 լուսատարի հեռավորության վրա։ Գալակտիկայի մեջ Ծիր Կաթինայն մեծությամբ երկրորդ աստղն է (VY Canis Majoris-ից հետո): Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1050 - 1900 արեգակնային շառավիղներ.

7

7-րդ տեղ - VY Canis Major

Մեր Գալակտիկայի ամենամեծ աստղը: Աստղի շառավիղը գտնվում է տիրույթում 1300 - 1540 Արեգակի շառավիղները. Աստղի շուրջը պտտվելու համար լույսի 8 ժամ կպահանջվի: Հետազոտությունները ցույց են տվել, որ աստղն անկայուն է։ Աստղագետները կանխատեսում են, որ VY Canis Majorկպայթի որպես հիպերնովա մոտակա 100 հազար տարում: Տեսականորեն հիպերնովայի պայթյունը կարող է առաջացնել գամմա ճառագայթների պայթյուններ, որոնք կարող են վնասել Տիեզերքի տեղական մասի պարունակությունը՝ ոչնչացնելով ցանկացած բջջային կյանք մի քանի լուսային տարվա շառավղով, սակայն հիպերհսկան այնքան մոտ չէ Երկրին, որ վտանգ ներկայացնի։ (մոտ 4 հազար լուսային տարի):

6

6-րդ տեղ - VX Աղեղնավոր

Հսկա պուլսացիոն փոփոխական աստղ։ Նրա ծավալը, ինչպես նաև ջերմաստիճանը պարբերաբար փոխվում են։ Աստղագետների կարծիքով՝ այս աստղի հասարակածային շառավիղը հավասար է 1520 Արեգակի շառավիղները. Աստղն իր անունը ստացել է համաստեղության անունից, որում գտնվում է։ Աստղի դրսևորումները նրա պուլսացիայի շնորհիվ նման են մարդու սրտի բիոռիթմներին։

5

5-րդ տեղ՝ Վեստերլենդ 1-26

Հինգերորդ տեղը զբաղեցնում է կարմիր գերհսկան, այս աստղի շառավիղը գտնվում է միջակայքում 1520 - 1540 արեգակնային շառավիղներ. Այն գտնվում է Երկրից 11500 լուսատարի հեռավորության վրա։ Եթե ​​կենտրոնում լինեին Վեստերլանդ 1-26 Արեգակնային համակարգ, նրա ֆոտոսֆերան ծածկելու է Յուպիտերի ուղեծիրը։ Օրինակ՝ Արեգակի համար ֆոտոսֆերայի բնորոշ խորությունը 300 կմ է։

4

4-րդ տեղ՝ WOH G64

WOH G64-ը կարմիր գերհսկա աստղ է, որը գտնվում է Դորադուս համաստեղությունում։ Գտնվում է հարևան մեծ Մագելանի ամպի գալակտիկայում: Արեգակնային համակարգից հեռավորությունը մոտավորապես 163000 լուսային տարի է։ Աստղի շառավիղը գտնվում է տիրույթում 1540 - 1730 արեգակնային շառավիղներ. Աստղը կավարտի իր գոյությունը և կդառնա գերնոր աստղ մի քանի հազար կամ տասնյակ հազար տարի հետո:

3

3-րդ տեղ - RW Cepheus

Բրոնզը բաժին է ընկնում RW Cephei աստղին: Կարմիր գերհսկան գտնվում է 2739 լուսատարի հեռավորության վրա։ Այս աստղի հասարակածային շառավիղն է 1636 արեգակնային շառավիղներ.

2

2-րդ տեղ՝ ՆՄԼ Լեբեդ

Տիեզերքի մեծությամբ երկրորդ աստղը զբաղեցնում է կարմիր հիպերհսկան՝ Cygnus համաստեղության մեջ: Աստղի շառավիղը մոտավորապես հավասար է 1650 արեգակնային շառավիղներ. Նրա հեռավորությունը գնահատվում է մոտ 5300 լուսային տարի։ Աստղագետները աստղի բաղադրության մեջ հայտնաբերել են այնպիսի նյութեր, ինչպիսիք են ջուրը, ածխածնի օքսիդը, ջրածնի սուլֆիդը և ծծմբի օքսիդը։

1

1-ին տեղ՝ UY Shield

Մեր Տիեզերքի ամենամեծ աստղն այս պահին հիպերհսկա է Կեղևի համաստեղությունում: Գտնվում է Արեգակից 9500 լուսատարի հեռավորության վրա։ Աստղի հասարակածային շառավիղն է 1708 մեր Արեգակի շառավիղները: Աստղի պայծառությունը մոտավորապես 120,000 անգամ ավելի մեծ է, քան Արեգակի պայծառությունը սպեկտրի տեսանելի մասում, և շատ ավելի պայծառ կլիներ, եթե աստղի շուրջ գազի և փոշու մեծ կուտակում չլիներ:

Գերհսկա աստղեր - այս վիթխարի լուսատուների տիեզերական ճակատագիրը նրանց վիճակված է պայթել որպես գերնոր որոշակի ժամանակ:

Բոլոր աստղերը ծնվում են նույն ձևով. Մոլեկուլային ջրածնի հսկա ամպը գրավիտացիայի ազդեցության տակ սկսում է փլուզվել գնդակի մեջ, մինչև ներքին ջերմաստիճանը առաջացնի միջուկային միաձուլում: Իր գոյության ողջ ընթացքում լուսատուները պայքարի մեջ են իրենց հետ, արտաքին շերտը սեղմվում է ձգողության ուժով, իսկ միջուկը սեղմվում է տաքացած նյութի ուժով, հակված է ընդարձակման։ Իրենց գոյության ընթացքում ջրածինը և հելիումը աստիճանաբար այրվում են կենտրոնում և զգալի զանգված ունեցող սովորական աստղերը դառնում են գերհսկաներ։ Նման առարկաներ հանդիպում են երիտասարդ գոյացություններում, օրինակ՝ անկանոն գալակտիկաներում կամ բաց կլաստերներում։

Հատկություններ և ընտրանքներ

Զանգվածը որոշիչ դեր է խաղում աստղերի ձևավորման գործում՝ մեծ միջուկում սինթեզվում է ավելի մեծ քանակությամբ էներգիա, ինչը մեծացնում է աստղի ջերմաստիճանը և նրա ակտիվությունը։ Մոտենալով գոյության վերջին շրջանին՝ արեգակնային զանգվածը 10-70 անգամ գերազանցող կշիռ ունեցող առարկաները դառնում են գերհսկաներ։ Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամում, որը բնութագրում է աստղերի մեծության, պայծառության, ջերմաստիճանի և սպեկտրային տիպի հարաբերությունները, այդպիսի լուսատուները գտնվում են վերևում՝ ցույց տալով օբյեկտների բարձր (+5-ից +12) ակնհայտ մեծությունը: Նրանք ավելի կարճ են, քան մյուս աստղերը, քանի որ իրենց վիճակին հասնում են էվոլյուցիոն գործընթացի վերջում, երբ միջուկային վառելիքի պաշարները սպառվում են: Տաք առարկաներում հելիումը և ջրածինը սպառվում են, և այրումը շարունակվում է թթվածնի և ածխածնի հաշվին և ավելին մինչև երկաթը:

Գերհսկա աստղերի դասակարգում

Ըստ Yerkes դասակարգման, որն արտացոլում է լուսավորության սպեկտրի ենթակայությունը, գերհսկաները պատկանում են I դասին։ Նրանք բաժանվեցին երկու խմբի.

• Ia - պայծառ գերհսկաներ կամ հիպերհսկաներ;
• Ib-ն ավելի քիչ լուսավոր գերհսկաներ են:

Ըստ Հարվարդի դասակարգման իրենց սպեկտրալ տեսակի՝ այս աստղերը զբաղեցնում են O-ից մինչև M միջակայքը: Կապույտ գերհսկաները ներկայացված են O, B, A դասերով, կարմիրները՝ K, M, միջանկյալ և վատ ուսումնասիրված դեղինները՝ F, G:

Կարմիր գերհսկաներ

Մեծ աստղերը թողնում են հիմնական հաջորդականությունը, երբ ածխածինը և թթվածինը սկսում են այրվել իրենց միջուկներում. նրանք դառնում են կարմիր գերհսկաներ: Նրանց գազային կեղևը հասնում է հսկայական չափերի՝ տարածվելով միլիոնավոր կիլոմետրերի վրա: Քիմիական գործընթացներ, անցնելով կեղևից կոնվեկցիայի ներթափանցմամբ միջուկ, հանգեցնում են երկաթե գագաթի ծանր տարրերի սինթեզին, որոնք պայթյունից հետո ցրվում են տարածության մեջ։ Սովորաբար կարմիր գերհսկաներն են վերջանում կյանքի ուղինաստղեր և պայթել որպես գերնոր աստղ: Աստղի գազային ծրարից առաջանում է նոր միգամածություն, իսկ դեգեներատիվ միջուկը վերածվում է սպիտակ թզուկի։ Եվ - ամենամեծ օբյեկտներըմեռնող կարմիր աստղերի միջից։

Կապույտ գերհսկաներ

Ի տարբերություն կարմիր հսկաների, որոնք երկար կյանք են ապրում, սրանք երիտասարդ և տաք աստղեր են, որոնց զանգվածը գերազանցում է Արեգակի զանգվածը 10-50 անգամ, իսկ շառավիղը 20-25 անգամ: Նրանց ջերմաստիճանը տպավորիչ է՝ 20-50 հազար աստիճան է։ Կապույտ գերհսկաների մակերեսը սեղմման պատճառով արագորեն նվազում է, մինչդեռ ներքին էներգիայի ճառագայթումը շարունակաբար աճում է և ավելացնում աստղի ջերմաստիճանը։ Այս գործընթացի արդյունքը կարմիր գերհսկաների վերափոխումն է կապույտի: Աստղագետները նկատել են, որ աստղերն անցնում են իրենց զարգացման տարբեր փուլեր, որոնց միջանկյալ փուլերը դառնում են դեղին կամ սպիտակ: Ամենապայծառ աստղը՝ Օրիոնը, կապույտ գերհսկայի հիանալի օրինակ է։ Նրա տպավորիչ զանգվածը 20 անգամ մեծ է Արեգակից, պայծառությունը՝ 130 հազար անգամ։

Բարձր լուսավորությամբ [մինչև 10 5 -10 6 արևային լուսավորությամբ (Lʘ)] և ցածր արդյունավետ ջերմաստիճանով (3000-5000 Կ):

Ըստ Yerkes սպեկտրային դասակարգման, դրանք պատկանում են համապատասխանաբար սպեկտրային K և M դասերին և լուսավորության III և I դասերին (կամ 0 ամենազանգվածային կարմիր գերհսկաների՝ այսպես կոչված հիպերհսկաների դեպքում)։ Կարմիր հսկաների շառավիղները հասնում են հարյուրավոր արեգակնային շառավղների (Rʘ), իսկ կարմիր գերհսկաների շառավիղները հասնում են հազարավոր Rʘ-ի։ Կարմիր հսկաները և գերհսկաները արտանետվում են հիմնականում սպեկտրի կարմիր և ինֆրակարմիր շրջաններում: Առանձնահատկությունկարմիր հսկաների և գերհսկաների սպեկտրները՝ մետաղական արտանետումների գծերի, Ca II, Ca I-ի H և K գծերի, մոլեկուլային կլանման գոտիների առկայություն։ Տիպիկ կարմիր հսկաներից են Ալդեբարանը (լուսավորությունը ≈ 160Lʘ, շառավիղը ≈ 25Rʘ), իսկ կարմիր գերհսկաները ներառում են Բետելգեյզը (≈ 7·10 4 Lʘ, ≈ 700Rʘ):

Աստղերը ընկնում են Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի շրջան, որը զբաղեցնում են կարմիր հսկաները և գերհսկաները՝ աստղերի միջուկներում ջրածնի այրումից հետո նրանց պատյանների ընդլայնման արդյունքում (տես Աստղերի էվոլյուցիա)։ ≈ 1 արեգակնային զանգվածից (Mʘ) մինչև ≈ (8-10) Mʘ զանգված ունեցող աստղերը դառնում են կարմիր հսկաներ: ≈ (8-10) Mʘ-ից մինչև ≈ 40 Mʘ զանգված ունեցող աստղերը վերածվում են կարմիր գերհսկաների: Սկզբում կարմիր հսկաներն ու գերհսկաներն ունեն հելիումի միջուկներ, որոնք շրջապատված են շերտով, որում տեղի է ունենում ջրածնի ջերմամիջուկային այրում։ Երբ T c աստղի կենտրոնում ջերմաստիճանը հասնում է ≈ 2·10 8 K-ի, սկսվում է հելիումի այրումը։ Հելիումի այրումը հանգեցնում է ածխածնի-թթվածնային միջուկների ձևավորմանը (նկ.), որոնք շրջապատված են այրման երկու անկայուն շերտերով՝ հելիումով և ջրածնով (այսպես կոչված ասիմպտոտիկ ճյուղի հսկաները): Կարմիր հսկաների միջուկներում նյութը այլասերված է:

Կարմիր հսկաներին և գերհսկաներին բնորոշ է նյութի ինտենսիվ արտահոսքը (աստղային քամի), որի հոսքը կարող է հասնել տարեկան 10 -5 -10 -4 Mʘ։ Աստղային քամին առաջանում է ճառագայթային ճնշման, պուլսացիոն անկայունության և հարվածային ալիքների ազդեցության տակ աստղային պսակներում։ Նյութի կորուստը և դրա սառեցումը կարող են հանգեցնել հսկայական գազափոշու շուրջ աստղային պատյանների առաջացմանը, որոնք ամբողջությամբ կլանում են աստղերի տեսանելի ճառագայթումը:

Նման օբյեկտները արձակում են սպեկտրի ինֆրակարմիր տիրույթում (այսպես կոչված OH/IR աստղեր)։

Ջրածնի և հելիումի այրումը շերտի աղբյուրներում հանգեցնում է աստղային միջուկների զանգվածների ավելացմանը. միջուկները սեղմվում են, իսկ T-ն մեծանում է։ Այնուամենայնիվ, ≤(8-10)Mʘ սկզբնական զանգված ունեցող կարմիր հսկաների համար նյութի կորուստը հանգեցնում է նրան, որ նրանց այլասերված ածխածնի-թթվածնային միջուկների զանգվածները չեն հասնում այն ​​արժեքին, որով հնարավոր է ածխածնի այրումը, և դրանք վերածվում են. սպիտակ թզուկներ ≤Mʘ զանգվածներով, որոնք անցել են մոլորակային միգամածությունների փուլը։ Ավելի զանգվածային աստղերի միջուկներում ածխածինը, թթվածինը, նեոնը, մագնեզիումը և սիլիցիումը հաջորդաբար այրվում են, և նուկլեոսինթեզի գործընթացն ավարտվում է ≈ (1,5-2) Mʘ զանգվածով երկաթի (56 Fe) միջուկների ձևավորմամբ, որոնք փլուզվում են և ձևավորվում նեյտրոնային աստղերկամ սև անցքեր: Փլուզված կարմիր գերհսկաները հայտնվում են որպես գերնոր աստղերՏիպ II. Ժամանակը, որ աստղերն անցկացնում են կարմիր հսկաների կամ կարմիր գերհսկաների փուլում, կազմում է նրանց ընդհանուր կյանքի մոտավորապես 10%-ը:

Կարմիր հսկաների և գերհսկաների մեջ նկատվում են տարբեր տիպի փոփոխական աստղեր՝ Միրաներ, կիսանկանոն փոփոխականներ և այլն, պուլսացիոն ժամանակաշրջաններով՝ տասնյակ օրից մինչև մի քանի տարի և պայծառության տատանումներով մինչև մի քանի մեծություններ։ Պուլսացիաները կարող են լինել ինչպես ճառագայթային, այնպես էլ ոչ ճառագայթային: Պուլսացիաները կարող են գերակայվել աստղերի պատյաններում տարածվող հարվածային ալիքներով:

Աստղերի հետ քիմիական բաղադրությունըԱրեգակին մոտ, նախնական զանգվածներով ≥40Mʘ էվոլյուցիայի ընթացքում չեն հասնում կարմիր գերհսկայի փուլին, քանի որ արդեն միջուկում ջրածնի այրման փուլում նրանք կորցնում են ջրածնի թաղանթի մեծ մասը և շարժվում դեպի Հերցպրունգ-Ռասել շրջան։ դիագրամ, որը զբաղեցնում է տաք աստղերը (մինչև 10 5 Կ արդյունավետ ջերմաստիճանով): Աստղը կարող է նաև լքել կարմիր հսկաների կամ գերհսկաների շրջանը և տեղափոխվել ավելի տաք աստղերի շրջան, եթե այն սերտ երկուական համակարգի մաս է և կորցնում է իր ծրարը Ռոշի բլթի լցման արդյունքում:

Լիտ.: Զելդովիչ Յա., Բլիննիկով Ս. Պ., Շակուրա Ն. Ի. Աստղերի կառուցվածքի և էվոլյուցիայի ֆիզիկական հիմքերը: Մ., 1981; Zasov A.V., Postnov K.A. Ընդհանուր աստղաֆիզիկա. Ֆրյազինո, 2006 թ.

Բացառությամբ Լուսնի և բոլոր մոլորակների, երկնքի յուրաքանչյուր անշարժ թվացող օբյեկտ աստղ է` ջերմամիջուկային էներգիայի աղբյուր, իսկ աստղերի տեսակները տատանվում են թզուկներից մինչև գերհսկաներ:

Մեր աստղը աստղ է, բայց այնքան պայծառ ու մեծ է թվում, որովհետև մեզ շատ մոտ է: Աստղերի մեծ մասը նույնիսկ հզոր աստղադիտակներում լուսավոր կետերի տեսք ունի, և, այնուամենայնիվ, մենք ինչ-որ բան գիտենք դրանց մասին: Այսպիսով, մենք գիտենք, որ դրանք տարբեր չափերի են, և որ դրանց առնվազն կեսը բաղկացած է երկու կամ ավելի աստղերից, որոնք կապված են ձգողության ուժով:

Ի՞նչ է աստղը:

Աստղեր- սրանք հսկայական գազային գնդիկներ են՝ պատրաստված ջրածնից և հելիումից՝ այլի հետքերով քիմիական տարրեր. Ձգողության ուժը ներս է քաշում նյութը, և տաք գազի ճնշումը դուրս է մղում այն՝ հաստատելով հավասարակշռություն։ Աստղի էներգիայի աղբյուրը գտնվում է նրա միջուկում, որտեղ ամեն վայրկյան միլիոնավոր տոննա ջրածին միաձուլվում է՝ առաջացնելով հելիում։ Եվ չնայած այս գործընթացը շարունակաբար ընթանում է Արեգակի խորքերում արդեն գրեթե 5 միլիարդ տարի, ջրածնի բոլոր պաշարների միայն շատ փոքր մասն է սպառվել։

Աստղերի տեսակները

Հիմնական հաջորդականության աստղեր. 20-րդ դարի սկզբին։ Հոլանդացի Էյնար Հերցսպրունգը և Հենրի Նորիս Ռասելը ԱՄՆ-ից կառուցեցին Հերցպրունգ-Ռասել (HR) դիագրամ, որի առանցքների երկայնքով աստղի պայծառությունը գծագրվում է կախված նրա մակերեսի ջերմաստիճանից, ինչը հնարավորություն է տալիս որոշել մինչև աստղի հեռավորությունը: աստղեր.

Աստղերի մեծ մասը, ներառյալ Արևը, ընկնում են մի շերտի մեջ, որն անկյունագծով հատում է GR դիագրամը և կոչվում է. հիմնական հաջորդականությունը. Այս աստղերը հաճախ կոչվում են թզուկներ, չնայած նրանցից ոմանք Արեգակից 20 անգամ մեծ են և փայլում են 20 հազար անգամ ավելի պայծառ:

Կարմիր թզուկներ

Սպիտակ թզուկներ

Նույնիսկ ավելի փոքր չափերով, քան կարմիր թզուկները, սպիտակ թզուկներն են: Սովորաբար, դրանց տրամագիծը մոտավորապես հավասար է Երկրի տրամագծին, բայց դրանց զանգվածը կարող է հավասար լինել Արեգակի տրամագծին: Սպիտակ թզուկ նյութի ծավալը, որը հավասար է այս գրքի ծավալին, կունենա մոտ 10 հազար տոննա զանգված: Նրանց դիրքը HR դիագրամում ցույց է տալիս, որ նրանք շատ են տարբերվում կարմիր թզուկներից: Նրանց միջուկային աղբյուրը սպառվել է:

Կարմիր հսկաներ

Հիմնական հաջորդականության աստղերից հետո ամենատարածվածը կարմիր հսկաներն են։ Նրանք ունեն մոտավորապես նույն մակերևույթի ջերմաստիճանը, ինչ կարմիր թզուկները, բայց դրանք շատ ավելի պայծառ և մեծ են, ուստի դրանք գտնվում են HR դիագրամի հիմնական հաջորդականությունից վեր: Այս հսկաների զանգվածը սովորաբար մոտավորապես հավասար է Արեգակին, սակայն, եթե նրանցից մեկը զբաղեցներ մեր աստղի տեղը, Արեգակնային համակարգի ներքին մոլորակները կհայտնվեին նրա մթնոլորտում:

Գերհսկաներ

GR գծապատկերի վերևում հազվագյուտ գերհսկաներ են: Բետելգեյզը, Օրիոնի ուսին, ունի գրեթե 1 միլիարդ կմ լայնություն: Օրիոնի մեկ այլ պայծառ օբյեկտ Ռիգելն է՝ անզեն աչքով տեսանելի ամենապայծառ աստղերից մեկը: Այն գրեթե տասն անգամ փոքր է Բետելգեյզից և միևնույն ժամանակ գրեթե 100 անգամ մեծ է Արեգակի չափից։

Աստղերի տրամագծերի որոշման արդյունքներն իսկապես զարմանալի են ստացվել։ Մենք նախկինում չէինք կասկածում, որ այդպիսիք կարող են լինել հսկա աստղեր. Առաջին աստղը, որի իրական չափերը որոշվեցին (1920թ.) Օրիոն համաստեղության պայծառ աստղն էր, որը կրում է արաբական Բեթելգեյզ անունը։ Պարզվեց, որ նրա տրամագիծը գերազանցում է Մարսի ուղեծրի տրամագիծը: Մեկ այլ հսկա աստղ Անտարեսն է՝ Կարիճի համաստեղության ամենապայծառ աստղը, որի տրամագիծը մոտ մեկուկես անգամ գերազանցում է Երկրի ուղեծրի տրամագիծը: Ներկայումս հայտնաբերված աստղային հսկաների շարքում մենք պետք է ներառենք նաև այսպես կոչված «Հրաշալի «Միրան»՝ Կետուս համաստեղության աստղը, որի տրամագիծը 330 անգամ մեծ է մեր Արեգակի տրամագծից: Սովորաբար, հսկա աստղերն ունեն 10-ից 100 արեգակնային շառավիղ, իսկ պայծառությունը՝ 10-ից 1000 արեգակնային պայծառություն: Աստղերը, որոնց պայծառությունն ավելի մեծ է, քան հսկաներինը, կոչվում են գերհսկաներ և գերհսկաներ:

Հսկա աստղերը հետաքրքիր են ֆիզիկական կառուցվածքը. Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ նման աստղերը, չնայած իրենց հրեշավոր չափերին, պարունակում են անհամաչափ քիչ նյութ։ Նրանք ընդամենը մի քանի անգամ ավելի ծանր են, քան մեր Արևը. և քանի որ Բետելգեյզի ծավալը, օրինակ, 40,000,000 անգամ մեծ է Արեգակից, այս աստղի խտությունը պետք է աննշան լինի: Եվ եթե Արեգակի նյութը միջին հաշվով մոտենում է խտությանը, ապա հսկա աստղերի նյութն այս առումով հազվագյուտ օդ է հիշեցնում։ Հսկա աստղերը, ինչպես ասեց մի աստղագետ, «նմանվում են ցածր խտությամբ հսկայական օդապարիկի, որը շատ ավելի քիչ է, քան օդի խտությունը»։

Աստղը դառնում է հսկա այն բանից հետո, երբ սպառվում է աստղի միջուկում ռեակցիայի համար հասանելի ողջ ջրածինը: Աստղ, որի սկզբնական զանգվածը չի գերազանցում մոտ 0,4-ը արեգակնային զանգվածներ, հսկա աստղ չի դառնա։ Դա պայմանավորված է նրանով, որ այդպիսի աստղերի մեջ նյութը խիստ խառնվում է կոնվեկցիայի միջոցով, և այդ պատճառով ջրածինը շարունակում է մասնակցել ռեակցիային այնքան ժամանակ, մինչև աստղի ողջ զանգվածը սպառվի, և այդ պահին այն վերածվի սպիտակ թզուկի, որը հիմնականում բաղկացած է հելիումից: Եթե ​​աստղն ավելի զանգվածային է, քան այս ստորին սահմանը, ապա երբ այն սպառում է միջուկում առկա ողջ ջրածինը ռեակցիայի համար, միջուկը կսկսի կծկվել: Այժմ ջրածինը արձագանքում է հելիումով հարուստ միջուկի կեղևի հելիումի հետ, և աստղի հատվածը պատից դուրս ընդլայնվում և սառչում է: Իր էվոլյուցիայի այս պահին աստղի պայծառությունը մնում է մոտավորապես հաստատուն, և նրա մակերեսի ջերմաստիճանը նվազում է: Աստղը սկսում է կարմիր հսկա դառնալ։ Այս պահին, արդեն, որպես կանոն, կարմիր հսկա, այն կմնա մոտավորապես հաստատուն, մինչդեռ նրա պայծառությունն ու շառավիղը զգալիորեն կավելանան, իսկ միջուկը կշարունակի կծկվել՝ բարձրացնելով իր ջերմաստիճանը։

Եթե ​​աստղի զանգվածը մոտ 0,5 արեգակնային զանգվածից ցածր լիներ, ենթադրվում է, որ այն երբեք չէր հասնի հելիումի միաձուլման համար անհրաժեշտ կենտրոնական ջերմաստիճանին: Հետևաբար, այն կմնա որպես կարմիր հսկա աստղ՝ ջրածնի միաձուլմամբ, մինչև այն սկսի վերածվել հելիումի սպիտակ թզուկի։