Las estrellas gigantes rojas (RG) son el resultado de estrellas de la Secuencia Principal de masa baja e intermedia de alrededor de 0,5-5 masas solares. Tras miles de millones de años de reacciones de fusión nuclear en el núcleo que convierten el hidrógeno (H) en helio (He) durante la secuencia principal, el suministro de hidrógeno en el núcleo se agota y no queda nada para contrarrestar los efectos de la gravedad. Cuando el núcleo de He degenerado empieza a encogerse, se libera calor debido a la repentina compresión de las capas de gas. El centro del núcleo se colapsa más rápidamente y comienza la «combustión de la cáscara» de hidrógeno en una capa de cáscara alrededor del núcleo una vez que la capa alcanza la densidad y la temperatura suficientes. El aumento de la temperatura del núcleo provoca un aumento de la luminosidad, mientras que la presión de la radiación resultante de la combustión de la cáscara hace que la envoltura difusa exterior de la estrella se expanda hasta cientos de radios solares, de ahí el nombre de «gigante». El aumento del tamaño de la estrella compensa el aumento de la luminosidad, la temperatura efectiva disminuye a unos 3000 K y la estrella adquiere un aspecto más rojo (en la práctica, las gigantes rojas pueden parecer anaranjadas o rojas). Se cree que las estrellas suelen pasar el 1% de su vida en la fase RG. Ejemplos de estrellas conocidas en la fase RG son Aldebarán (Alfa Tauri) y Mira (Omicron Ceti). Las estrellas más masivas de la secuencia principal evolucionan más rápidamente y se expanden más hasta convertirse en supergigantes rojas (RSG). Betelgeuse (Alfa Orionis) es un ejemplo muy conocido de RSG.
Crédito: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) y NASA