1. Vätefusion:
* Stjärnor som vår sol genererar främst energi genom kärnfusion, där väteatomer kombineras för att bilda helium. Denna process frigör enorm energi och skapar yttre tryck som balanserar tyngdkraftsdraget.
* Denna balans upprätthåller stjärnans storlek och stabilitet.
2. Väteutarmning:
* Så småningom tappas vätebränslet i stjärnkärnan. Fusionsprocessen bromsar ner och minskar det yttre trycket.
* Tyngdkraften dominerar sedan, vilket får kärnan att dra sig och värmas upp.
3. Skalförbränning:
* Kärnans uppvärmning utlöser vätefusion i ett skal som omger kärnan. Denna skalförbränning är mer intensiv än kärnförbränning och ger mer energi.
* Denna extra energi skjuter de yttre skikten på stjärnan utåt, vilket får den att expandera avsevärt.
4. Kylning och rödande:
* När stjärnan expanderar svalnar ytan ner. Den svalare ytan avger mindre blått ljus och mer rött ljus, vilket ger stjärnan sin karakteristiska rödaktiga nyans.
5. Den jättefasen:
* Denna expansion och kylning markerar stjärnans inträde i den röda jättefasen. Stjärnan kan bli hundratals gånger större än sin ursprungliga storlek.
Sammanfattningsvis drivs utvidgningen av en röd jätte av samspelet mellan tyngdkraften, kärnfusion och utarmning av vätebränsle i dess kärna. Denna process leder i slutändan till stjärnans utveckling mot dess slutliga etapper, vilket kan inkludera att bli en vit dvärg, en neutronstjärna eller en supernova.
