夜空中最亮的星星
紅巨星是恒星燃燒到後期所經曆的一個較短的不穩定階段，根據恒星質量的不同，曆時隻有數百萬年不等，這是恒星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的。
當一顆恒星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恒星的體積將膨脹到十億倍之多。稱它為“紅”巨星，是因為在這恒星迅速膨脹的同時，它的外表麵離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。在赫羅圖中，紅巨星分布在主星序區的右上方的一個相當密集的區域內，差不多呈水平走向。目前太陽已經耗掉了中心區原有氫含量的三分之一左右，將來它結束中心區氫聚變為氦的階段後，也會演化為紅巨星。很多銀河星團和球狀星團都包含有紅巨星。年輕的銀河星團如昴星團中沒有紅巨星。年老的銀河星團中有的可以找到紅巨星。球狀星團中普遍有紅巨星，許多球狀星團中最亮的星就是紅巨星。在有的河外星係中也已經發現紅巨星。研究星團和星係中紅巨星的化學組成、物理參量和運動特征等對於認識所在星團和星係以及不同星族恒星的特性和演化非常重要。
恒星開始核反應後在反抗引力的持久鬥爭中，其主要武器就是核能。它的核心就是一顆大核彈，在那裏不斷地爆炸。正是因為這種核動力能自我調節得幾乎精確地與引力平衡，恒星才能在長達數十億年的時間裏保持穩定。熱核反應發生在極高溫度的原子核之間，因而涉及物質的基本結構。在太陽這樣的恒星中心，溫度達到1500萬開氏度，壓強則為地球大氣壓的3000億倍。在這樣的條件下，不僅原子失去了所有電子而隻剩下核，而且原子核的運動速度也是如此之高，以至於能夠克服電排斥力而結合起來，這就是核聚變。恒星是在氫分子雲的中心產生的，因而主要由氫組成。氫是最簡單的化學元素，它的原子核就是1個帶正電荷的質子，還有1個帶負電荷的電子繞核旋轉。恒星內部的溫度高到使所有電子都與質子分離，而質子就像氣體中的分子在所有方向上運動。由於同種電荷互相排斥，質子就被一種電“盔甲”保護著，從而與其他質子保持距離。但是，在年輕恒星核心的1500萬開氏度的高溫下，質子運動得如此之快，以至於當它們相互碰撞時就能夠衝破“盔甲”而粘合在一起，而不是像橡皮球那樣再彈開。4個質子聚合，就成為1個氦核。氦是宇宙中第二位最豐富的元素。氦核的質量小於它賴以形成的4個質子質量之和。這個質量差隻是總質量的7‰，但是這一點質量損失轉化成了巨大的能量。像太陽那樣的恒星有一個巨大的核，在那裏每秒鍾有六億噸氫變成氦。巨大的核能量朝向恒星外部猛烈衝擊就能阻止引力收縮。然而，“恒定”的演化曆程終將結束，當所有的氫都變成了氦時，核心的火就沒有足夠的燃料來維持，恒星在主序階段的平靜日子就到了盡頭，大動蕩的時期來到了。一旦燃料用光，熱核反應的速率立即劇減，引力與輻射壓之間的平衡被打破了，引力占據了上風。有著氦核和氫外殼的恒星，在自身的重力下開始收縮，壓強、密度和溫度都隨之升高，於是恒星外層尚未動用過的氫開始燃燒，產生的結果是外殼開始膨脹，而核心在收縮。在大約1億度的高溫下，恒星核心的氦原子核聚變成為碳原子核。每3個氦核聚變成1個碳核，碳核再捕獲另外的氦核而形成氧核。這些新反應的速度與緩慢的氫聚變完全不同。它們像閃電一樣快地突然起爆（氦閃耀），而使恒星不得不盡可能地相應調整自己的結構。經曆約100萬年後，核能量的外流漸趨穩定。此後的幾億年裏，恒星處於暫時的平穩，核區的氦在漸漸消耗，氫的燃燒越來越向更外層推進。但是，調整是要付出代價的，這時的恒星將膨脹得極大，以使自己的結構適應於光度的增大。它的體積將增大10億倍。這個過程中恒星的顏色會改變，因為其外層與高溫的核心區相距很遠，溫度就低了下來。這種狀態的恒星稱為紅巨星。按一般理論，紅巨星應有很厚的對流包層。一般認為，不少恒星在紅巨星階段大概要失去外層物質（這種物質可能形成行星狀星雲），然後成為白矮星。看來紅巨星是大多數恒星要經過的重要演化階段，但要搞清楚紅巨星前後的演化過程，還需要解決許多實測問題和理論問題。