**Հսկա**, Աստղի տեսակը բավականին մեծ շառավիղ և երկար լուսավորություն ունի, քան այն գլխավոր հաջորդականությամբ, և նույնպիսի՝ մակերեսի ջերմաստիճան ունեցող աստղերը։ Սովորաբար հսկա-աստղերը ունեն 10-100 և 10-1000 արևային շառավիղ, և 10-1000 արևային լուսավորություն։ Աստղերը՝ ավելի վառ լուսավորությամբ անվանում են գերհսկա կամ հիպերհսկա։ Տաք և վառ աստղերը գլխավոր հաջորդականությամբ կարող են նաև լինել սպիտակ հսկաների շարքում։ Քանի որ հսկաները ունեն մեծ շառավիղ և երկար լուսավորություն, նրանք ընկած են գլխավոր հաջորդականությունից վերև (լուսապատկերային դասակարգման V դաս)։ Գերցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամում համապատասխանում է լուսավորության II և III դասերին։

Internal structure of a Sun-like star and a red giant. *ESO image.*

Կրթություն
----------

Աստղը դառնում է հսկա այն բանից հետո երբ ամբողջ ջրածինը, կորիզում կատարվող ռեակցիաների համար, օգտագործված էր և հետևաբար աստղը թողնում է գլխավոր հետևանք։ Աստղի նախնական զանգվածը որը չի գերազանցում մոտավորապես 0.4 արևային զանգվածին երբեք չի դառնա աստղ-հսկա։ Դա կատարվում է քանի որ նյութը այդպիսի աստղերում ուժեղ խառնված է կոնվեկցիաի հետ և այդ պատճառով ջրածինը շարունակում է մասնակցել ռեակցիայում այնքան ժամանակ մինչև չի վերջանա ամբողջովին և այդ կետում այդ աստղը վերածվում է սպիտակ թզուկի, որը բաղկացած է հելիումի առավելությունից։ Դա սպառում է ջրածին ջերմամիջուկային վառելանյութում, այնուամենայնիվ, տեսություներով,վառելանյութը սպառելու համար, ավելի շատ ժամանակ է հարկավոր քան տիեզերքի ստեղծվելուց մինչև մեր օրեր։ Եթե աստղի զանգվածը անցնի այդ փոքրագույն արժեքը, ուրեմն աստղը կվերցնի ողջ ջրածինը, հասանելի նրա միջուկում ջերմամիջուկային ռեակցիաների համար աստղի միջուկը սկսում է սեղմվել։ Հիմա ջրածինը արձագանքում է հելիումի հետ, հելիումով հարուստ միջուկի կողի շերտից կսկսի մեծանալ և սառչել։ Իր փոփոխության այդ փուլում ընդգրկված են գեր հսկաները Գեռցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամում, աստղի լուսավորությունը մնում է հաստատուն և նրա վերնային ջերմությունը իջնում է։ Ի վերջո աստղը սկսում է բարձրանալ կարմիր հսկայից Գեռցշպռունգ-Ռասելի դիագրամում։ Այդ կետում աստղի վերնային ջերմությունը (ինչպես, կարմիր հսկայի կանոն) կմնա հաստատուն, այդ ժամանակ ինչպես իր լուսավորությունը և շառավիղը ենթակա են մեծանալ։ Աստղի միջուկը շարունակվում է սեղմվել, մեծացնելով իր ջերմությունը։

Եթե աստղի զանգվածը, ընկած է գլխավոր հերթականության մեջ, ապա այն մոտավորապես հավասար է 0.5 արևային զանգվածին, համարվում է, որ նա երբեք չի հասնի կենտրոնական ջերմաստիճանին, բավականին՝ ջերմամիջուկում հելիում[8] վառելու համար։ Այդ պատճառով այդպիսի աստղը և ապագայում կշարունակի լինել կարմիր հսկա ջերմամիջուկային ջրածին վառելով, մինչև չվերածվի հելիումային սպիտակ թզուկի։ Տհաճ իրավիճակում, երբ աստղի միջուկի ջերմաստիճանը հասնում է մոտավորապես 108 Կ, հելիումը մտնում է ջերմամիջուկային ռեակցիայի մեջ ածխաթթու և թթվածնի հետ միջուկում։ Էներգիան ձևավորվում է հելիումով ռեակցիայի շնորհիվ, առաջացնելով մեծացող միջուկ։ Դա ստեղծում է ճնշում մոտակա ջրածին վառող շերտի վրա, ինչը իջեցնում է նրա էներգիան։ Աստղի լուսավորությունը իջնում է, իր արտաքին շերտը նորից սեղմվում է, և աստղը դուրս է գալիս կարմիր հսկաների ցանկից դիագրամում։
Աստղի այս հեղափոխությունը կախված է իր զանգվածից։ Եթե աստղի զանգվածը այդքանել մեծ չէ ապա աստղը ընդգրկված կլինի Գեռցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամի հորիզոնական կտրվածքում, կամ աստղի տեղը կարող է փոխվել օղակաձև։ Եթե աստղը ծանր է 8 արևային զանգվածից, ուրեմն այն օգտագործում է իր ողջ հելիումը միջուկում հանդիպում է ածխածնով լի միջուկի շերտում։ Այդ ժամանակ աստղի լուսավորությունը կդառնա ինչպես հսկա աստղի լուսավորությունը և կմտնի Գեռցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամի հատվածում։ Այն բանից հետո երբ աստղը կազատվի իր մեծ զանգվածից նրա միջուկը կսկսի աշխատել ինչպես սպիտակ թզուկի ածխածին-թթվածինը։
Աստղի գլխավոր հերթականությունը ամենամեծ զանգվածներից (մոտավորապես 8 արևային զանգված), մոտ. 189 արդյունքում ռիակցիայի մեջ է մտնում ածծխաթթու գազ։ Աստղի լուսավորությունը գլխավոր հերթականությունից հետո չի մեծանում, բայց նրանք դառնում են ավելի կարմիր։ Նրանք կարող են դառնալ կարմիր գեր հսկաներ կամ կորցնեն իրենց զանգվածը, ինչն էլ կդառնա հեղափոխության պատճառ՝ վերածելով կապույտ գեր հսկայի[10], զանգվածը և երկարությունը։ Ի վերջո նրանք կդառնան սպիտակ թզուկներ, կազմված ածխաթթու գազից ու նեոնից կամ կանցնեն միջուկի վառման աստիճան, դառնալով գեր նոր հետագայում կազմելով նետրոնային աստղեր կամ սև անցք։

Ծանոթագրություններ
------------------

* Տեսաձայնային նյութեր Վիքիպահեստում

1. ↑  Giant star, entry in *Astronomy Encyclopedia*, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.