1. Kärnvätefusion:Stjärnor som solen smälter samman väte till helium i sina kärnor genom kärnreaktioner. När stjärnan brinner genom sin vätebränsletillförsel blir kärnan varmare och tätare. Detta gör att fusionsreaktionerna accelererar, vilket leder till en ökning av stjärnans ljusstyrka och yttemperatur.
2. Expansion och kylning:När kärnan drar ihop sig värms den upp och får stjärnans yttre skikt att expandera och svalna. Stjärnans yta ökar avsevärt, vilket gör att den ser rödare och större ut. Stjärnan rör sig mot den röda jättefasen av sin utveckling på Hertzsprung-Russell (H-R) diagrammet, som plottar en stjärnas ljusstyrka mot dess yttemperatur.
3. Kärnheliumfusion:När vätet i kärnan är utarmat kan stjärnan inte längre upprätthålla sina fusionsreaktioner. Kärnan drar ihop sig ytterligare under tyngdkraften, vilket leder till en ökning av temperatur och densitet. Detta antänder heliumfusion i kärnan, vilket markerar starten på den röda jättefasen.
4. Skalvätefusion:Medan heliumfusion sker i kärnan, fortsätter vätefusion i ett skal som omger kärnan. Energin som genereras från både kärnhelium och skalvätefusion gör att stjärnan blir ännu större och mer lysande, vilket ytterligare intensifierar dess röda färg.
5. Asymptotic Giant Branch (AGB) Fas:Som en röd jätte stiger stjärnan upp den Asymptotic Giant Branch (AGB) på H-R diagrammet. Under denna fas fortsätter stjärnans ljusstyrka och temperatur att öka samtidigt som den genomgår betydande massförlust. Massförlusten sker genom stjärnvindar och pulseringar, som släpper ut gas och damm i det omgivande rymden, som så småningom kan bilda planetariska nebulosor.
6. Kärnkollaps:Så småningom blir den röda jättens kärna tillräckligt tät för att kollapsa under sin egen gravitation. Kollapsen utlöser en supernovaexplosion, eller i fallet med stjärnor med lägre massa som solen, en mindre kraftfull stjärnhändelse som kallas en planetarisk nebulosa. Efterdyningarna av dessa händelser lämnar efter sig en kompakt stjärnrest, som en vit dvärg, neutronstjärna eller svart hål.
