Estrelas gigantes vermelhas (RG) resultam de estrelas de massa baixa e intermédia da Sequência Principal de cerca de 0,5-5 massas solares. Após milhares de milhões de anos de reacções de fusão nuclear do núcleo convertendo hidrogénio (H) em hélio (He) enquanto na Sequência Principal, o fornecimento de hidrogénio no núcleo está esgotado e não resta nada para contrariar os efeitos da gravidade. Quando o núcleo degenerado começa a encolher, o calor é libertado devido à súbita compressão das camadas de gás. O centro do núcleo colapsa mais rapidamente e a “queima da casca” do hidrogénio começa numa camada de casca em torno do núcleo, assim que a camada atinge densidade e temperatura suficientes. O aumento da temperatura do núcleo resulta numa luminosidade crescente, enquanto a pressão de radiação resultante da queima da concha faz com que o envelope exterior difuso da estrela se expanda para centenas de raios solares, daí o nome ‘Gigante’. O tamanho crescente da estrela supera o aumento da luminosidade, a temperatura efectiva diminui para cerca de 3000 K e a estrela adquire um aspecto mais avermelhado (na prática, os gigantes vermelhos podem parecer ser alaranjados ou vermelhos). Pensa-se que as estrelas passam normalmente 1% das suas vidas na fase RG. Exemplos de estrelas bem conhecidas na fase RG são Aldebaran (Alpha Tauri) e Mira (Omicron Ceti). Estrelas mais maciças da Sequência Principal evoluem mais rapidamente e expandem-se ainda mais para se tornarem Super Gigantes Vermelhos (RSG). Betelgeuse (Alpha Orionis) é um exemplo bem conhecido de um RSG.
Credit: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) e NASA