 |
Ten artykuł wymaga dopracowania zgodnie z zaleceniami edycyjnymi. Należy w nim poprawić: Najpierw co, a później na jakim etapie ewolucji. Dokładniejsze informacje o tym, co należy poprawić, być może znajdują się na stronie dyskusji tego artykułu w sekcji Dopracować Po wyeliminowaniu wskazanych powyżej niedoskonałości prosimy usunąć szablon {{Dopracować}} z kodu tego artykułu. |
Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.
Zgodnie z diagramem Hertzsprunga-Russella, czerwone olbrzymy są gwiazdami poza ciągiem głównym, gwiazdami klas K lub M. Przykładami takich gwiazd są: Aldebaran, Polluks, Deneb Kaitos (beta Ceti). Jeżeli masa gwiazdy jest mniejsza niż 2,5 mas Słońca spalanie helu prowadzi do niestabilności (błysk helowy). Gwiazdy masywniejsze niż 2,5 masy Słońca syntezują hel bardziej jednostajnie. Synteza wewnątrz jądra helowego daje gałąź horyzontalną 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.
