1. väteutarmning: Kärnan i stjärnan går ut av väte, bränslet för kärnfusion. Detta stoppar det yttre trycket som hade balanserat tyngdkraften.
2. kärnkollaps: Utan det yttre trycket börjar kärnan i stjärnan att kollapsa under sin egen tyngdkraft. Kärnan krymper och värms upp.
3. heliumfusion: Den intensiva värmen och trycket i den kollapsande kärnan utlöser en ny uppsättning fusionsreaktioner. Heliumatomer säkring för att bilda kol och släppa en enorm mängd energi. Denna energi får stjärnan att expandera dramatiskt.
4. Röd jätteformation: Stjärnan blir en röd jätte, en svalare, men mycket större och ljusare stjärna. Dess yttemperatur minskar på grund av den utvidgade ytan, vilket ger det ett rödaktigt utseende.
5. Evolutionär väg: Den exakta vägen som en stjärna tar under sin röda jättefas beror på dess ursprungliga massa:
* lågmassa stjärnor: De blir Asymptotic Giant Branch (AGB) stjärnor och upplever en serie termiska pulser när de smälter in tyngre element som kol och syre. De lägger så småningom ut sina yttre lager, skapar planetnebulor och lämnar en vit dvärg.
* Mellanmassastjärnor: De kan genomgå flera fusionssteg och skapa element upp till järn. De kollapsar slutligen in i en supernova och lämnar en neutronstjärna eller ett svart hål.
6. stellar vindar: Röda jättar upplever starka stjärnvindar och matar ut materien ut i rymden. Detta material berikar det interstellära mediet och tillhandahåller råmaterialet för kommande generationer av stjärnor och planeter.
Nyckelpunkter att komma ihåg:
* Det tredje steget i en stjärns liv präglas av utmattning av vätebränsle i kärnan, vilket leder till en betydande förändring i stjärnans struktur och utseende.
* Stjärnan blir en röd jätte på grund av utvidgningen av dess yttre lager orsakade av heliumfusion i kärnan.
* Det slutliga ödet för en röd jätte beror på dess ursprungliga massa, med lågmassa stjärnor som blir vita dvärgar och mellanliggande masstjärnor som potentiellt blir supernovae.
