Подскажите Вывод .

Широко известные звёзды-гиганты:

Альциона (η Тельца) , бело-голубой гигант спектрального класса B, ярчайшая звезда в рассеянном скоплении Плеяды.
Тубан (α Дракона) , белый гигант класса A.
σ Октанта, жёлто-белый гигант класса F.
Капелла Aa, жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего) .
Поллукс (β Близнецов) , оранжевый гигант класса K.
Мира (ο Кита) , красный гигант класса M.

Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован и, как следствие, звезда оставила главную последовательность. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри таких звёзд сильно смешано путём конвекции, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходует всю массу звезды, в этой точке она становится белым карликом, состоящим преимущественно из гелия. Это истощение звёздного вещества, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной.

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта. Снимок Европейской южной обсерватории. Если звезда является более массивной, чем этот нижний предел, то когда она потребит весь водород, доступный в ядре для реакции, ядро начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. Cветимость звезды остаётся примерно постоянной и температура её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до красного гиганта на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды, уже, как правило, красного гиганта, будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус существенно увеличатся. Ядро продолжит сжиматься, повышая свою температуру.

Если масса звезды, когда она лежит на главной последовательности, была ниже примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия. Поэтому она будет оставаться красным гигантом с синтезом водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик. В противном случае, когда температура ядра достигает примерно 108 K, гелий вступает в термоядерную реакцию с углеродом и кислородом в ядре. Энергия образуется за счёт реакции с гелием, вызывающей расширение ядра. Это создаёт давление на ближайшую оболочку из горящего водорода, что снижает уровень его энергии. Светимость звезды уменьшается, её внешняя оболочка снова сжимается и звезда покидает ветвь красного гиганта на диаграмме. Её последующая эволюция будет зависеть от массы. Если масса не очень велика, то звезда будет расположена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, или же местоположение звезды может меняться по петле. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то в итоге она исчерпает весь гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг ядра звезды. Тогда светимость снова увеличится и станет как у гиганта на асимптоматическом отрезке диаграммы, звезда поднимется по асимптоматической ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда избавится от большей части своей массы, её ядро станет таким же, как у углеродно-кислородного белого карлика.

У звёзд главной последовательности с большими массами в итоге в реакцию вступит углерод (около 8 солнечных масс) . Светимость этих звёзд значительно не увеличится после их ухода с главной последовательности, но они станут более красными. Они могут превратиться в красных сверхгигантов или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в голубого сверхгиганта. В конечном итоге они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона или пройдут через стадию сжатия ядра, станут сверхновыми для последующего образования нейтронных звёзд или чёрных дыр.