Uma estrela gigante tem um raio e luminosidade substancialmente maiores do que uma estrela da sequência principal (ou anã) com a mesma temperatura de superfície. Elas ficam acima da sequência principal (classe de luminosidade V na classificação espectral de Yerkes) no diagrama de Hertzsprung-Russell e correspondem às classes de luminosidade II e III. Os termos gigante e anã foram cunhados para estrelas de luminosidade bastante diferente, apesar da temperatura ou tipo espectral semelhante (ou seja, K e M) por Ejnar Hertzsprung em 1905 ou 1906.
Estrelas gigantes têm raios até algumas centenas de vezes maiores que os do Sol e luminosidades mais de 10 vezes maiores que a do Sol. Estrelas ainda mais brilhantes que as gigantes são chamadas de supergigantes e hipergigantes.
Uma estrela quente e luminosa da sequência principal também pode ser chamada de gigante, mas qualquer estrela da sequência principal é apropriadamente chamada de anã, independentemente de quão grande e luminosa ela seja.
Formação left|thumb|300px|Estrutura interna de uma estrela semelhante ao Sol e de uma gigante vermelha Uma estrela se torna gigante depois que todo o hidrogênio disponível para fusão em seu núcleo se esgota e, como resultado, deixa a sequência principal. O comportamento de uma estrela pós-sequência principal depende em grande parte de sua massa.
Estrelas de massa intermediária Para uma estrela com massa acima de 0.25 massas solares (), uma vez que o núcleo é esgotado de hidrogênio, ele se contrai e aquece, de modo que o hidrogênio começa a se fundir em uma camada ao redor do núcleo. A porção da estrela fora da camada se expande e esfria, mas com apenas um pequeno aumento na luminosidade, e a estrela se torna uma subgigante. O núcleo inerte de hélio continua a crescer e aumentar em temperatura à medida que acreciona hélio da camada, mas em estrelas de até cerca de ele não se torna quente o suficiente para iniciar a queima de hélio (estrelas de maior massa são supergigantes e evoluem de forma diferente). Em vez disso, após apenas alguns milhões de anos, o núcleo atinge o Limite de Schönberg–Chandrasekhar, colapsa rapidamente e pode se degenerar. Isso faz com que as camadas externas se expandam ainda mais e gera uma forte zona convectiva que traz elementos pesados para a superfície em um processo chamado de primeira dragagem. Essa forte convecção também aumenta o transporte de energia para a superfície, a luminosidade aumenta drasticamente e a estrela avança para o ramo das gigantes vermelhas, onde queimará hidrogênio de forma estável em uma camada por uma fração substancial de toda a sua vida (aproximadamente 10% para uma estrela semelhante ao Sol). O núcleo continua a ganhar massa, contrair-se e aumentar a temperatura, enquanto há alguma perda de massa nas camadas externas., § 5.9.
Se a massa da estrela, quando na sequência principal, fosse inferior a aproximadamente , ela nunca atingiria as temperaturas centrais necessárias para fundir o hélio., p. 169. Portanto, ela permaneceria uma gigante vermelha que funde hidrogênio até que acabe, momento em que se tornaria uma anã branca de hélio., § 4.1, 6.1. De acordo com a teoria da evolução estelar, nenhuma estrela de massa tão baixa pode ter evoluído até esse estágio dentro da idade do Universo.
Em estrelas acima de cerca de a temperatura do núcleo eventualmente atinge 108 K e o hélio começará a se fundir ao carbono e ao oxigênio no núcleo pelo processo triplo-alfa.,§ 5.9, capítulo 6. Quando o núcleo está degenerado, a fusão do hélio começa explosivamente, mas a maior parte da energia vai para levantar a degeneração e o núcleo se torna convectivo. A energia gerada pela fusão do hélio reduz a pressão na camada circundante de queima de hidrogênio, o que reduz sua taxa de geração de energia. A luminosidade geral da estrela diminui, seu envelope externo se contrai novamente e a estrela se move do ramo das gigantes vermelhas para o ramo horizontal., capítulo 6.
Quando o hélio do núcleo se esgota, uma estrela com até cerca de tem um núcleo de carbono-oxigênio que se degenera e começa a queimar hélio em uma camada. Assim como no colapso anterior do núcleo de hélio, isso inicia a convecção nas camadas externas, desencadeia uma segunda dragagem e causa um aumento drástico no tamanho e na luminosidade. Este é o ramo das gigantes assintóticas (AGB), análogo ao ramo das gigantes vermelhas, mas mais luminoso, com uma camada que queima hidrogênio contribuindo com a maior parte da energia. As estrelas permanecem no AGB por apenas cerca de um milhão de anos, tornando-se cada vez mais instáveis até esgotarem seu combustível, passarem por uma fase de nebulosa planetária e então se tornarem uma anã branca de carbono-oxigênio., § 7.1–7.4.
Estrelas de alta massa Estrelas da sequência principal com massas acima de já são muito brilhantes e se movem horizontalmente pelo Diagrama de Hertzsprung-Russell ao deixarem a sequência principal, tornando-se brevemente gigantes azuis antes de se expandirem ainda mais para supergigantes azuis. Elas começam a queimar hélio no núcleo antes que este se degenere e evoluam suavemente para supergigantes vermelhas, sem um forte aumento de luminosidade. Nesse estágio, elas têm luminosidades comparáveis às brilhantes estrelas ramo das gigantes assintóticas (AGB), embora tenham massas muito maiores, mas aumentarão ainda mais sua luminosidade à medida que queimam elementos mais pesados e, eventualmente, se tornam supernovas.
Estrelas na faixa de possuem propriedades intermediárias e são chamadas de superestrelas AGB. Elas seguem em grande parte os rastros de estrelas mais leves através das fases RGB, HB e AGB, mas são massivas o suficiente para iniciar a queima de carbono no núcleo e até mesmo alguma queima de néon. Elas formam núcleos de oxigênio-magnésio-néon, que podem colapsar em uma supernova de captura de elétrons, ou podem deixar para trás uma anã branca de oxigênio-néon.
Estrelas da sequência principal de classe O já são altamente brilhante. A fase gigante para tais estrelas é uma breve fase de tamanho e luminosidade ligeiramente aumentados antes de desenvolver uma classe de luminosidade espectral supergigante. Gigantes de classe O podem ser mais de cem mil vezes mais brilhantes que o Sol, mais brilhantes do que muitas supergigantes. A classificação é complexa e difícil, com pequenas diferenças entre as classes de luminosidade e uma gama contínua de formas intermediárias. As estrelas mais massivas desenvolvem características espectrais gigantes ou supergigantes enquanto ainda queimam hidrogênio em seus núcleos, devido à mistura de elementos pesados na superfície e à alta luminosidade que produz um poderoso vento estelar e faz com que a atmosfera da estrela se expanda.
Estrelas de baixa massa Uma estrela cuja massa inicial é menor que aproximadamente não se tornará uma estrela gigante. Durante a maior parte de suas vidas, tais estrelas têm seu interior completamente misturado por convecção e, portanto, podem continuar fundindo hidrogênio por um tempo superior a anos, muito mais do que a idade atual do Universo. Elas se tornam constantemente mais quentes e mais brilhantes ao longo desse tempo. Eventualmente, elas desenvolvem um núcleo radiativo, subsequentemente exaurindo o hidrogênio no núcleo e queimando hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo. (Estrelas com massa superior a podem se expandir neste ponto, mas nunca se tornarão muito grandes.) Pouco depois, o suprimento de hidrogênio da estrela estará completamente esgotado e espera-se que ela se torne uma anã branca de hélio, embora o Universo seja muito jovem para que tal estrela exista ainda, então nenhuma estrela com essa história jamais foi observada.
Subclasses Há uma grande variedade de estrelas gigantes e diversas subdivisões são comumente usadas para identificar grupos menores de estrelas.
Exemplos: Gamma Geminorum (γ Gem), uma subgigante de classe A Eta Boötis (η Boo), uma subgigante de classe G Delta Scorpii (δ Sco), uma subgigante de classe B
Gigantes brilhantes Gigantes brilhantes são estrelas da classe de luminosidade II na classificação espectral de Yerkes. São estrelas que se situam na fronteira entre gigantes e supergigantes, com base na aparência de seus espectros. A classe de luminosidade das gigantes brilhantes foi definida pela primeira vez em 1943.
Estrelas bem conhecidas que são classificadas como gigantes brilhantes incluem: Canopus Albireo Theta Scorpii Beta Draconis Alpha Herculis Gamma Canis Majoris
Gigantes vermelhas
Dentro de qualquer classe de luminosidade gigante, as estrelas mais frias das classes espectrais K, M, S e C (e às vezes algumas estrelas do tipo G) são chamadas de gigantes vermelhas. Gigantes vermelhas incluem estrelas em várias fases evolutivas distintas de suas vidas: um ramo principal de gigantes vermelhas (RGB); um ramo horizontal vermelho ou aglomerado vermelho; o ramo das gigantes assintóticas (AGB), embora estrelas AGB sejam frequentemente grandes e brilhantes o suficiente para serem classificadas como supergigantes; e às vezes outras estrelas grandes e frias, como estrelas imediatamente pós-AGB. As estrelas RGB são de longe o tipo mais comum de estrela gigante devido à sua massa moderada, vidas estáveis relativamente longas e luminosidade. Elas são o agrupamento mais óbvio de estrelas após a sequência principal na maioria dos Diagramas de Hertzsprung-Russell, embora anãs brancas sejam mais numerosas, mas muito menos brilhante.
Exemplos: Pollux, uma gigante de classe K Epsilon Ophiuchi, uma gigante vermelha de classe G Arcturus (α Boötis), uma gigante de classe K Aldebaran, uma gigante de classe K R Doradus, uma gigante de classe M Mira (ο Ceti), uma gigante de classe M e protótipo de variável Mira Chi Cygni, uma gigante de classe S TX Piscium, uma gigante de classe C (estrela de carbono)
Gigantes amarelas Estrelas gigantes com temperaturas intermediárias (classes espectrais G, F e pelo menos algumas A) são chamadas de gigantes amarelas. Elas são muito menos numerosas que as gigantes vermelhas, em parte porque se formam apenas a partir de estrelas com massas um pouco maiores e em parte porque passam menos tempo nessa fase de suas vidas. No entanto, elas incluem uma série de classes importantes de estrelas variáveis. Estrelas amarelas de alta luminosidade são geralmente instáveis, levando à faixa de instabilidade no Diagrama de Hertzsprung-Russell, onde a maioria das estrelas são variáveis pulsantes. A faixa de instabilidade se estende da sequência principal até luminosidades hipergigantes, mas nas luminosidades das gigantes existem várias classes de estrelas variáveis pulsantes:
Variável RR Lyrae, estrelas pulsantes de ramo horizontal de classe A (às vezes F) com períodos menores que um dia e amplitudes de magnitude menor Variável W Virginis, variáveis pulsantes mais brilhantes, também conhecidas como Cefeidas de classe II, com períodos de 10 a 20 dias Variável Cefeida de classe I, ainda mais brilhantes, em sua maioria, supergigantes, com períodos ainda mais longos Variável Delta Scuti, inclui estrelas subgigantes e da sequência principal
Gigantes amarelas podem ser estrelas de massa moderada evoluindo pela primeira vez em direção ao ramo das gigantes vermelhas, ou podem ser estrelas mais evoluídas no ramo horizontal. A evolução em direção ao ramo das gigantes vermelhas pela primeira vez é muito rápida, enquanto estrelas podem passar muito mais tempo no ramo horizontal. Estrelas do ramo horizontal, com elementos mais pesados e menor massa, são mais instáveis.
Exemplos: Sigma Octantis (σ Octantis), uma gigante de classe F e uma variável Delta Scuti Capella Aa (α Aurigae Aa), uma gigante de classe G Beta Corvi (β Corvi), uma gigante luminosa de classe G
Gigantes azuis (e às vezes brancas)