Les étoiles géantes rouges (RG) résultent d’étoiles de la séquence principale de faible et moyenne masse, d’environ 0,5 à 5 masses solaires. Après des milliards d’années de réactions de fusion nucléaire du noyau convertissant l’hydrogène (H) en hélium (He) pendant la séquence principale, la réserve d’hydrogène du noyau est épuisée et il ne reste plus rien pour contrer les effets de la gravité. Lorsque le noyau d’He dégénéré commence à se rétrécir, de la chaleur est libérée en raison de la compression soudaine des couches de gaz. Le centre du noyau s’effondre le plus rapidement et la « combustion en coquille » de l’hydrogène commence dans une couche en coquille autour du noyau dès que la couche atteint une densité et une température suffisantes. L’augmentation de la température du noyau entraîne une augmentation de la luminosité, tandis que la pression de rayonnement résultant de la combustion de la coquille provoque l’expansion de l’enveloppe diffuse externe de l’étoile jusqu’à des centaines de rayons solaires, d’où le nom de « géante ». L’augmentation de la taille de l’étoile l’emporte sur l’augmentation de la luminosité, la température effective diminue jusqu’à environ 3000 K et l’étoile prend une apparence plus rouge (en pratique, les géantes rouges peuvent apparaître orange ou rouge). On pense que les étoiles passent généralement 1 % de leur vie dans la phase RG. Des exemples d’étoiles bien connues dans la phase RG sont Aldebaran (Alpha Tauri) et Mira (Omicron Ceti). Les étoiles plus massives de la séquence principale évoluent plus rapidement et se développent davantage pour devenir des supergéantes rouges (RSG). Bételgeuse (Alpha Orionis) est un exemple bien connu de RSG.
Crédit : Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et NASA
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