Rote Riesensterne (RG) entstehen aus massearmen und mittelschweren Hauptreihensternen von etwa 0,5-5 Sonnenmassen. Nach Milliarden von Jahren Kernfusionsreaktionen, bei denen Wasserstoff (H) in Helium (He) umgewandelt wird, während sie sich auf der Hauptreihe befinden, ist der Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft und es gibt nichts mehr, was den Auswirkungen der Schwerkraft entgegenwirken könnte. Wenn der entartete He-Kern zu schrumpfen beginnt, wird durch die plötzliche Kompression der Gasschichten Wärme freigesetzt. Das Zentrum des Kerns kollabiert am schnellsten und das Wasserstoff-„Schalenbrennen“ beginnt in einer Schalenschicht um den Kern, sobald die Schicht eine ausreichende Dichte und Temperatur erreicht hat. Die steigende Kerntemperatur führt zu einer zunehmenden Leuchtkraft, während der resultierende Strahlungsdruck des Schalenbrennens dazu führt, dass sich die äußere diffuse Hülle des Sterns auf Hunderte von Sonnenradien ausdehnt, daher der Name „Riese“. Die zunehmende Größe des Sterns überwiegt den Anstieg der Leuchtkraft, die effektive Temperatur sinkt auf etwa 3000 K und der Stern nimmt ein röteres Aussehen an (in der Praxis können Rote Riesen orange oder rot erscheinen). Man nimmt an, dass Sterne typischerweise 1 Prozent ihrer Lebenszeit in der RG-Phase verbringen. Beispiele für bekannte Sterne in der RG-Phase sind Aldebaran (Alpha Tauri) und Mira (Omicron Ceti). Massereichere Hauptreihensterne entwickeln sich schneller und dehnen sich weiter aus, um zu Roten Überriesen (RSG) zu werden. Beteigeuze (Alpha Orionis) ist ein bekanntes Beispiel für einen RSG.
Credit: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) und NASA