Czerwony olbrzym
Z Wikipedii
Terminem czerwony olbrzym określa się gwiazdy będące na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po 'spaleniu' wodoru z jądra zaczyna 'przepalać' wodór położony bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Efekt ten ma szereg następstw: zmniejszenie gęstości, temperatury i zmianę barwy w kierunku czerwieni.
Zgodnie z diagramem Hertzsprunga-Russella, czerwone olbrzymy są gwiazdami poza ciągiem głównym, gwiazdami klas K lub M. Przykładem takiej gwiazdy jest Aldebaran. Jeżeli masa gwiazdy jest mniejsza niż 2,5 mas Słońca spalanie helu prowadzi do niestabilności (błysk helowy). Gwiazdy masywniejsze niż 2,5 masy Słońca 'spalają' hel bardziej jednostajnie. 'Spalanie' wewnątrz jądra helowego daje gałąź horyzontalna na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazd z małą zawartością metali. Gwiazdy o dużej zawartości metali leżą w obszarze izolowanym (czerwona grudka) diagramu Hertzsprunga-Russella.
Gwiazdy mogą wchodzić w stadium czerwonego olbrzyma wiele razy, o ile są w stanie 'palić' pierwiastki cięższe niż hel.
Słońce stanie się czerwonym olbrzymem za około 5-6 miliardów lat.
