da mesma aumenta, a energia que produz a estrela e difundida sobre uma area mais ampla, resultando num arrefecimento da temperatura superficial e portanto num avermelhamento da estrela. Diz-se entao que a estrela entra na fase de gigante vermelha.[27]O nucleo, composto totalmente por helio, continua comprimindo-se e esquentando na falta de reacoes nucleares, ate atingir a temperatura que possibilita a fusao do helio em carbono e oxigenio (cerca de 80-90 milhoes de kelvin), voltando novamente ao equilibrio hidrostatico.[28] Pronto formar-se-a um nucleo inerte de carbono e oxigenio rodeado por uma camada de helio e outra de hidrogenio, ambas em combustao. Este estagio das gigantes vermelhas e denominado ramo gigante assimptotico.[29]As reacoes de fusao do helio sao extremamente sensiveis a temperatura, sendo a sua proporcionalidade da ordem de T40, em temperaturas relativamente baixas.[30] A estrela entao torna-se instavel devido a influencia que podem chegar a ter as variacoes de temperatura; um aumento de apenas 2% na temperatura da estrela dobraria o ritmo ao qual ocorrem estas reacoes, libertando-se uma grande quantidade de energia que aumentaria a temperatura da estrela, pelo qual provocaria que a camada de helio em combustao se expandisse para se esfriar depressa. Isto ocasiona violentas pulsacoes, que finalmente adquirem a intensidade suficiente como para expulsar por completo a atmosfera estelar ao espaco.[31]Os gases ejetados formam uma nuvem de material em torno do nucleo da estrela, agora exposto. A medida que a atmosfera se despraza afastando-se da estrela, cada vez camadas mais profundas e quentes do nucleo ficam expostas. Quando a superficie exposta atinge uma temperatura de 35 000 K, sao emitidos suficientes fotoes ultravioletas como para ionizar a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem torna-se entao numa nebulosa planetaria.[32]............................................................................................Fase de nebulosa planetariaUma vez comecada a fase de nebulosa planetaria, os gases expulsos viajam a velocidades de varios quilometros por segundo respeito da estrela central. Esta converte-se na estrela compacta (ana branca) da estrela gigante vermelha anterior, e e formada porcarbono e oxigenio com os seus electroes degenerados, com escasso hidrogenio, pois a maior parte foi expulso na fase anterior deramo gigante assimptotico.A medida que o gas se expande, a estrela central experimenta uma evolucao em duas etapas: primeiro, contraindo-se ao mesmo tempo em que se esquenta, queimando-se o hidrogenio da camada exterior ao nucleo. Nesta etapa, a estrela central mantem umaluminosidade constante, atingindo finalmente temperaturas por volta de 100 000 K. Em segundo lugar, a estrela sofre um processo de arrefecimento quando a camada de hidrogenio exterior se consumiu, perdendo ademais um pouco de massa. O remanente irradia a sua energia, mas as reacoes de fusao deixam de ocorrer, pois perdeu muita massa e a que lhe resta nao chega para atingir as temperaturas necessarias para desencadear este tipo de processos. A estrela esfria-se de tal modo que a intensidade da luz ultravioleta irradiada nao chega para ionizar o gas distante.A fase de nebulosa planetaria finaliza quando a nuvem de gas se recombina, abandonando o estado de plasma e tornando-se invisivel. Para uma nebulosa planetaria tipica, a duracao desta fase e de aproximadamente 10 mil anos.[4] O remanente estelar, uma