Co to jest olbrzym czerwony?
Olbrzym czerwony (red giant) to gwiazda w zaawansowanym stadium ewolucji, która wyczerpała wodór w jądrze i gwałtownie rozszerzyła atmosferę zewnętrzną do promienia 10-200 razy większego niż Słońce, jednocześnie obniżając temperaturę powierzchni do ok. 3500-5000 K – stąd czerwonawo-pomarańczowa barwa. Olbrzymi czerwoni są dużo jaśniejszy od Słońca (100-2000 L_sol) mimo niskiej temperatury powierzchni – dzięki ogromnej powierzchni. Leżą na diagramie H-R na Gałęzi Czerwonych Olbrzymów (RGB).
Proces stawania sie czerwonym olbrzymem: gdy gwiazda zużyje wodór w jądrze, jądro helowe kurczy sie i nagrzewa (do ok. 100 mln K przy zapłonie helu), a zewnętrzna powłoka wodorowa rozszerza sie i chłodzi. Na Gałęzi RGB gwiazda o masie Słońca ma promień ok. 100-200 R_sol i jasność ok. 1000-2000 L_sol. Kres Gałęzi RGB (Tip of the RGB, TRGB) to moment zapalenia helu w jądrze (helowy błysk – helium flash) i przejście do Gałęzi Poziomej (Horizontal Branch, stabilne spalanie He w jądrze). Potem gwiazda wraca na Gałąź Asymptotyczną Olbrzymów (AGB), gdzie pulsuje i traci masę. Słońce wejdzie na RGB za ok. 5 mld lat i osiągnie rozmiary wychodzące poza orbitę Ziemi (lub tuż przed nią), pochłaniając Merkurego i Wenus. Słynne czerwone olbrzymy widoczne gołym okiem: Aldebaran (alfa Tauri, K5III, 44 al, 44 R_sol), Arktur (K1III, 37 al, 25 R_sol), Pollux (beta Geminorum, K0III, 34 al, 9 R_sol).
Czerwone olbrzymy na AGB wytwarzają silny wiatr gwiazdowy (mass loss rate ok. 10^-8 do 10^-4 M_sol/rok) bogaty w węgiel, azot, tlen i pierwiastki s-procesu (bar, stront, cyrkon). Materia ta trafia do ISM i zasila kolejne generacje gwiazd. Gwiazdy AGB pulsują jako gwiazdy Mira lub SR (semiregularne) z amplitudami do kilku magnitudów i okresami od 80 do 1000 dni. Obserwacje gwiazd AGB (Mira, chi Cygni) są regularnie prowadzone przez sieci amatorów (AAVSO, AFOEV), mając realną wartość naukową do wyznaczania parametrów ewolucji tych gwiazd.