1. Fusión de hidrógeno en el núcleo:estrellas como el Sol fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos mediante reacciones nucleares. A medida que la estrella quema su suministro de combustible de hidrógeno, el núcleo se vuelve más caliente y más denso. Esto hace que las reacciones de fusión se aceleren, lo que provoca un aumento de la luminosidad y la temperatura de la superficie de la estrella.
2. Expansión y enfriamiento:A medida que el núcleo se contrae, se calienta y hace que las capas externas de la estrella se expandan y enfríen. La superficie de la estrella aumenta significativamente, haciéndola parecer más roja y más grande. La estrella avanza hacia la fase de gigante roja de su evolución en el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R), que traza la luminosidad de una estrella en función de la temperatura de su superficie.
3. Fusión de helio en el núcleo:una vez que se agota el hidrógeno en el núcleo, la estrella ya no puede sostener sus reacciones de fusión. El núcleo se contrae aún más bajo la fuerza de la gravedad, lo que provoca un aumento de temperatura y densidad. Esto enciende la fusión de helio en el núcleo, marcando el inicio de la fase de gigante roja.
4. Fusión de la capa de hidrógeno:mientras se produce la fusión del helio en el núcleo, la fusión del hidrógeno continúa en una capa que rodea el núcleo. La energía generada por la fusión del helio del núcleo y del hidrógeno de la capa hace que la estrella se vuelva aún más grande y luminosa, intensificando aún más su color rojo.
5. Fase de Rama Gigante Asintótica (AGB):Como gigante roja, la estrella asciende por la Rama Gigante Asintótica (AGB) en el diagrama H-R. Durante esta fase, la luminosidad y la temperatura de la estrella continúan aumentando mientras sufre una pérdida de masa significativa. La pérdida de masa se produce a través de vientos estelares y pulsaciones, liberando gas y polvo al espacio circundante, que eventualmente pueden formar nebulosas planetarias.
6. Colapso del núcleo:Con el tiempo, el núcleo de la gigante roja se vuelve lo suficientemente denso como para colapsar bajo su propia gravedad. El colapso desencadena una explosión de supernova o, en el caso de estrellas de menor masa como el Sol, un evento estelar menos poderoso llamado nebulosa planetaria. Las consecuencias de estos eventos dejan tras de sí un remanente estelar compacto, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
