1。コア水素融合：核反応を通じて、太陽のような星のような星がコアでヘリウムに融合します。星が水素燃料の供給を燃やすと、コアはより熱く密度が高くなります。これにより、融合反応が加速し、星の光度と表面温度が上昇します。
2。拡張と冷却：コア契約として、それは加熱され、星の外層が膨張して冷却されます。星の表面積は大幅に増加し、赤と大きく見えるようにします。星は、Hertzsprung-Russell（H-R）図で進化の赤い巨大段階に向かって移動し、星の表面温度に対して星の光度をプロットします。
3。コアヘリウム融合：コアの水素が枯渇すると、星はもはや融合反応を維持できなくなります。コアは重力の下でさらに収縮し、温度と密度の上昇につながります。これにより、コアでヘリウム融合が発火し、赤い巨大相の始まりをマークします。
4。シェル水素融合：ヘリウム融合がコアで発生している間、水素融合はコアを取り巻くシェルで続きます。コアヘリウムとシェルの水素融合の両方から生成されたエネルギーにより、星はさらに大きく、より明るくなり、赤色をさらに強化します。
5。漸近大手の枝（AGB）フェーズ：赤い巨人として、星はH-R図の漸近巨大枝（AGB）を登ります。この段階では、星の光度と温度は大量損失を受ける間、増加し続けます。質量損失は、恒星の風と脈動を通して発生し、ガスと粉塵を周囲の空間に放出し、最終的に惑星の星雲を形成する可能性があります。
6。コア崩壊：最終的に、赤い巨人の核は、それ自体の重力の下で崩壊するのに十分な密度になります。崩壊は、超新星の爆発を引き起こします。または、惑星星雲と呼ばれるあまり強力ではない恒星のイベントである太陽のような低質量星の場合です。これらの出来事の余波は、白い小人、中性子星、ブラックホールなど、コンパクトな恒星の残りを残します。
