# Reuzentak

De reuzentak is het gebied in een Hertzsprung-Russelldiagram of in een kleur-magnitude-diagram waar de reuzensterren staan, sterren die van de hoofdreeks af geëvolueerd zijn. Sterren met een massa van minder dan ongeveer tien zonsmassa's worden de reuzen die hier worden beschreven, zwaardere sterren worden rode superreuzen na hun hoofdreeks.
De reuzentak wordt onderverdeeld in de rode reuzentak en de asymptotische reuzentak. Daar vlakbij bevindt zich de horizontale tak. In ieder van deze 'takken' bevinden de sterren zich in een ander evolutiestadium. In het kleurmagnitudediagram hiernaast is de reuzentak aangegeven als 'GB', de horizontale tak als 'HB'.

## Rode reuzentak

Op de rode reuzentak staan sterren die al het waterstof in hun kern hebben omgezet in helium. Ze zijn net van de hoofdreeks af geëvolueerd. In een schil rond die heliumkern vindt nog steeds waterstoffusie plaats, waarbij waterstof uit de mantel van de ster wordt omgezet in helium en toegevoegd aan de heliumkern. De heliumkern wordt hierdoor alsmaar zwaarder, compacter en heter, waardoor de mantel van de ster uitzet en afkoelt; de ster wordt een rode reus.

## Horizontale tak

Wanneer de temperatuur in de heliumkern van een rode reus is opgelopen tot ongeveer 200 miljoen kelvin, kan helium fuseren tot koolstof en zuurstof. In sterren lichter dan circa 2,3 zonsmassa's start de heliumfusie in de sterkern heel plotseling, in wat de heliumflits genoemd wordt, in zwaardere sterren komt de fusie geleidelijk op gang. Met het fuseren van helium in de kern krimpt de ster weer en komt op de horizontale tak terecht. Sterren op de horizontale tak zijn groter, koeler en helderder dan ze op de hoofdreeks waren en verbranden dus helium in de kern in plaats van waterstof.

## Asymptotische reuzentak

Wanneer al het helium in de kern van een horizontale-tak ster is omgezet in koolstof en zuurstof, krimpt de kern net als aan het einde van de hoofdreeks, totdat de fusie in een schil om de kern kan plaatsvinden. Direct om de koolstof-zuurstof-kern heen bevindt zich de schil waar heliumfusie plaatsvindt, verder naar buiten is nog steeds de schil waar waterstoffusie gaande is. Tijdens de verdere evolutie 'eten' de twee schillen zich een weg naar buiten, waardoor de koolstof-zuurstof-kern steeds zwaarder wordt. Bovendien komen de twee schillen steeds dichter bij elkaar te liggen, waardoor diep in de ster instabiliteiten optreden die bekendstaan als thermische pulsen.
Door de hoge temperatuur in de kern is de ster voor de tweede maal gaan opzwellen tot een reus. Deze keer spreken we van de asymptotische reuzentak (asymptotic giant branch, AGB) en zo'n ster wordt een AGB-ster genoemd. De ster wordt nu nog groter dan op de rode reuzentak en gaat ritmisch pulseren, met een periode van ongeveer een jaar. Naar het prototype van deze lang-periodieke variabele sterren, Mira worden deze pulsaties Mira-pulsaties en de sterren Mira-variabelen genoemd. Wanneer zo'n Mira-variabele z'n maximale grootte bereikt, koelt het oppervlak nog meer af en er vormt zich stof. Dit stof, de lage zwaartekracht aan het oppervlak en de hoge lichtkracht van de ster zorgen ervoor dat de ster in een hoog tempo zijn buitenste lagen verliest, totdat alleen de kern overblijft. Die kern is in eerste instantie heet en zijn felle UV-straling doet het omringende gas (de vroegere mantel van de ster) oplichten als een planetaire nevel. De kern zelf wordt een witte dwerg en koelt, bij gebrek aan verdere kernfusie, alleen nog maar af.