Le stelle giganti rosse (RG) derivano da stelle di bassa e media massa della Sequenza Principale di circa 0,5-5 masse solari. Dopo miliardi di anni di reazioni di fusione nucleare del nucleo che convertono l’idrogeno (H) in elio (He) mentre si trovano sulla Sequenza Principale, la scorta di idrogeno nel nucleo è esaurita e non c’è più nulla per contrastare gli effetti della gravità. Quando il nucleo degenerato di He inizia a restringersi, il calore viene rilasciato a causa dell’improvvisa compressione degli strati di gas. Il centro del nucleo collassa più velocemente e l’idrogeno “brucia in un guscio” inizia in uno strato intorno al nucleo una volta che lo strato raggiunge una densità e una temperatura sufficienti. L’aumento della temperatura del nucleo si traduce in un aumento della luminosità, mentre la pressione di radiazione risultante dalla combustione del guscio fa sì che l’involucro diffuso esterno della stella si espanda fino a centinaia di raggi solari, da cui il nome “Gigante”. L’aumento delle dimensioni della stella supera l’aumento di luminosità, la temperatura effettiva diminuisce a circa 3000 K e la stella assume un aspetto più rosso (in pratica, le giganti rosse possono apparire arancioni o rosse). Si pensa che le stelle passino tipicamente l’1% della loro vita nella fase RG. Esempi di note stelle in fase RG sono Aldebaran (Alpha Tauri) e Mira (Omicron Ceti). Le stelle della Sequenza Principale più massicce si evolvono più rapidamente e si espandono ulteriormente fino a diventare Super Giganti Rosse (RSG). Betelgeuse (Alpha Orionis) è un noto esempio di RSG.
Credito: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) e NASA