Red gigant

gigante Roșii au evoluat din secvența principală de stele cu mase în intervalul de la aproximativ 0,3 M☉ la aproximativ 8 M☉., Când o stea se formează inițial dintr-un nor molecular care se prăbușește în mediul interstelar, ea conține în principal hidrogen și heliu, cu urme de „metale” (în structura stelară, aceasta se referă pur și simplu la orice element care nu este hidrogen sau heliu, adică numărul atomic mai mare de 2). Toate aceste elemente sunt amestecate uniform în întreaga stea. Steaua atinge secvența principală atunci când miezul atinge o temperatură suficient de ridicată pentru a începe fuziunea hidrogenului (câteva milioane kelvin) și stabilește echilibrul hidrostatic., De-a lungul duratei sale principale de viață, Steaua transformă lent hidrogenul din miez în heliu; durata sa principală de viață se încheie atunci când aproape tot hidrogenul din miez a fost topit. Pentru soare, Durata de viață a secvenței principale este de aproximativ 10 miliarde de ani. Stelele mai masive ard disproporționat de repede și au o durată de viață mai scurtă decât stelele mai puțin masive.când steaua epuizează combustibilul pe bază de hidrogen, reacțiile nucleare nu mai pot continua și astfel nucleul începe să se contracte datorită gravității proprii., Acest lucru aduce hidrogen suplimentar într-o zonă în care temperatura și presiunea sunt suficiente pentru a provoca reluarea fuziunii într-o cochilie din jurul miezului. Învelișul de ardere a hidrogenului are ca rezultat o situație care a fost descrisă ca principiul oglinzii; când miezul din coajă se contractă, straturile stelei din afara cochiliei trebuie să se extindă. Procesele fizice detaliate care provoacă acest lucru sunt complexe, dar comportamentul este necesar pentru a satisface conservarea simultană a energiei gravitaționale și termice într-o stea cu structura cochiliei., Nucleul se contractă și se încălzește din cauza lipsei fuziunii, astfel încât straturile exterioare ale stelei se extind foarte mult, absorbind cea mai mare parte a energiei suplimentare din fuziunea cochiliei. Acest proces de răcire și extindere este steaua subgigantă. Când învelișul stelei se răcește suficient, devine convectiv, steaua nu se mai extinde, luminozitatea începe să crească, iar steaua urcă pe ramura gigantică roșie a diagramei Hertzsprung-Russell (H–R).,

calea evolutiei steaua ia ca se misca de-a lungul roșii-gigant ramură depinde de masa stelei. Pentru Soarele și stelele de mai puțin de aproximativ 2 m☉ miezul va deveni suficient de dens încât presiunea de degenerare a electronilor îl va împiedica să se prăbușească în continuare. Odată ce miezul este degenerat, va continua să se încălzească până când atinge o temperatură de aproximativ 108 K, suficient de fierbinte pentru a începe fuziunea heliului cu carbonul prin procesul triplu-alfa., Odată ce miezul degenerat atinge această temperatură, întregul nucleu va începe fuziunea heliului aproape simultan într-un așa-numit flash de heliu. La stelele mai masive, nucleul care se prăbușește va ajunge la 108 K înainte de a fi suficient de dens pentru a degenera, astfel încât fuziunea heliului va începe mult mai lin și nu va produce niciun flash de heliu. Faza centrală de fuziune a heliului din viața unei stele se numește ramura orizontală a stelelor sărace în metal, numită astfel deoarece aceste stele se află pe o linie aproape orizontală în diagrama H–R a multor roiuri de stele., Stelele care fuzionează cu heliu, bogate în metal, se află în schimb pe așa-numita aglomerație roșie din diagrama H–R.un proces analogic are loc atunci când heliul central este epuizat și steaua se prăbușește din nou, provocând fuziunea heliului într-o cochilie. În același timp, hidrogenul poate începe fuziunea într-o cochilie chiar în afara învelișului de heliu arzător. Aceasta pune steaua pe ramura gigant asimptotică, o a doua fază de gigant roșu. Fuziunea heliului are ca rezultat formarea unui nucleu carbon–oxigen. O stea sub aproximativ 8 m☉ nu va începe niciodată fuziunea în nucleul său degenerat carbon-oxigen., În schimb, la sfârșitul fazei asimptotice-gigant-ramificație, steaua își va scoate straturile exterioare, formând o nebuloasă planetară cu miezul stelei expuse, devenind în cele din urmă o pitică albă. Ejecția masei exterioare și crearea unei nebuloase planetare încheie în cele din urmă faza de gigant roșu a evoluției stelei. Faza de gigant roșu durează de obicei doar în jur de un miliard de ani în total pentru o stea de masă solară, aproape toate fiind cheltuite pe ramura gigantului roșu. Fazele de ramură orizontală și asimptotic-gigant-ramură se desfășoară de zeci de ori mai repede.

dacă steaua are aproximativ 0, 2 până la 0.,5 m☉, este suficient de masiv pentru a deveni un gigant roșu, dar nu are suficientă masă pentru a iniția fuziunea heliului. Aceste stele „intermediare” se răcesc oarecum și își măresc luminozitatea, dar nu ating niciodată vârful ramurii gigantului roșu și a miezului de heliu. Când ascensiunea ramurii gigantului roșu se termină, ele își umflă straturile exterioare la fel ca o stea post-asimptotică-gigantică-ramură și apoi devin o pitică albă.,stelele cu masă foarte mică sunt complet convective și pot continua să fuzioneze hidrogenul în heliu timp de până la un trilion de ani, până când doar o mică parte din întreaga stea este hidrogen. Luminozitatea și temperatura cresc constant în acest timp, la fel ca în cazul stelelor de secvență principală mai masive, dar durata de timp implicată înseamnă că temperatura crește în cele din urmă cu aproximativ 50%, iar luminozitatea de aproximativ 10 ori., În cele din urmă, nivelul heliului crește până la punctul în care steaua încetează să mai fie complet convectivă, iar hidrogenul rămas blocat în miez este consumat în doar câteva miliarde de ani. În funcție de masă, temperatura și luminozitatea continuă să crească pentru o perioadă în timpul arderii învelișului de hidrogen, steaua poate deveni mai fierbinte decât Soarele și de zeci de ori mai luminoasă decât atunci când s-a format, deși încă nu este la fel de luminoasă ca soarele. După câteva miliarde de ani, ele încep să devină mai puțin luminoase și mai reci, chiar dacă arderea învelișului de hidrogen continuă., Acestea devin pitici albi cu heliu rece.

stelele cu masă foarte mare se dezvoltă în supergigante care urmează o cale evolutivă care le duce înainte și înapoi orizontal peste diagrama H–R, la capătul drept constituind supergigante roșii. Acestea își sfârșesc de obicei viața ca o supernovă de tip II. Cele mai masive stele pot deveni stele Wolf–Rayet fără a deveni deloc giganți sau supergiganți.