Ein Roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung und damit im Vergleich zu einem Hauptreihenstern gleicher Oberflächentemperatur (einem Roten Zwerg) ein Himmelskörper hoher Leuchtkraft. Beispiele hierfür sind einige Sterne erster Größe, die bereits freiäugig rot erscheinen, z. B. Aldebaran im Sternbild Stier und der gelbrot leuchtende Arktur im Sternbild Bärenhüter.
Rote Riesen sind „alternde“ Sterne von der Größenordnung einer Sonnenmasse, in deren Kern das „Wasserstoffbrennen“ mangels Nachschub erloschen ist. Daraufhin gewinnt die Gravitation die Oberhand, und sie kontrahieren, bis Druck, Dichte und Temperatur ausreichen, um nun außerhalb des Kerns, in dem sich kein Wasserstoff mehr befindet, im Schalenbrennen Wasserstoff zu Helium zu fusionieren. Die Sterne dehnen sich auf etwa das Hundertfache ihrer ursprünglichen Größe aus, bis sich wieder ein Gleichgewichtszustand zwischen nach außen gerichtetem Strahlungs- und nach innen gerichtetem Schweredruck einstellt. Aufgrund ihrer nun weitaus größeren Oberfläche sinkt dort die Temperatur und die Sterne erscheinen zumeist rötlich leuchtend. Mit dem Einsetzen des Schalenbrennens verlassen sonnenähnliche Sterne die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und befinden sich nun als Rote Riesen auf dem Riesenast im HRD. Nach weiteren Jahrmillionen, wenn ihre Brennstoffvorräte versiegt sind, enden sie als Weißer Zwerg.
Rote Riesen sind von anderen Riesensternen zu unterscheiden, die von Beginn an über wesentlich größere Massen verfügen und damit in der Lage sind, in fortgeschrittenen Brennzyklen eine Kohlenstofffusion zu zünden. Diese massereichen Sterne nehmen im HRD eine völlig andere Entwicklung und können am Ende ihres vergleichsweise kurzen Lebens nach einer Supernova-Explosion als kompakte Neutronensterne oder als Schwarze Löcher enden.
Merkmale Rote Riesen gehören zumeist den Spektralklassen K und M an, deren Oberflächentemperaturen laut Schmidt-Kaler (1982) bei 3330 (Spektralklasse M5) bis 4750 (Spektralklasse K0) Kelvin liegen. Relativ selten weisen sie eine der Spektralklassen R, N oder S auf, für die Schmidt-Kaler (1982) eine Temperaturspanne von 1900 bis 5400 K angibt. Mit diesen im Vergleich zur Sonne (deren Oberflächentemperatur 5780 K beträgt) niedrigen Temperaturen liegt das Maximum ihrer Schwarzkörperstrahlung im roten oder orangen Farbbereich.
Aufgrund ihrer Ausdehnung und der damit verbundenen großen Oberfläche ist die abgestrahlte Lichtmenge und damit die Leuchtkraft Roter Riesen sehr hoch, sodass es sich um Sterne großer absoluter Helligkeit handelt. Im visuellen Bereich liegen die absoluten Helligkeiten Roter Riesen der Spektralklassen K und M gemäß Schmidt-Kaler (1982) bei −0,4 bis 0,7 Magnituden, womit sie die Sonne (die mit 4,8 Magnituden erstrahlt) um etwa das 100-Fache übertreffen. Für die über das gesamte Spektrum integrierte Leuchtkraft (die bolometrische Helligkeit) Roter Riesen der Klassen K und M gibt Schmidt-Kaler (1982) Werte von −2,6 bis 0,4 Magnituden an, was die Leuchtkraft der Sonne von 4,7 Magnituden um das bis zu 1000-Fache übersteigt. Die große Leuchtkraft bringt es zwangsläufig mit sich, dass Rote Riesen im Vergleich zu auch heißeren Hauptreihensternen aus sehr großer Entfernung zu sehen sind. Gerade unter den hellen, mit bloßem Auge sichtbaren Sternen sind sie besonders stark vertreten.
Wegen ihrer niedrigen Oberflächentemperatur und hohen Leuchtkraft befinden sich Rote Riesen im rechten oberen Bereich des HRD.
Wie im Artikel Sternoberfläche ausführlich dargestellt wird, weisen Rote Riesen oft ausgedehnte Photosphären auf. Physikalische Größen wie Oberflächentemperatur, Oberflächenschwere oder Radius bedürfen bei diesen Sternen einer besonders sorgfältigen Definition.
Entwicklung Roter Riesen bis zum Asymptotischen Riesenast Sonnenähnliche Ausgangssterne mini|hochkant=1.6|Entwicklung eines sonnenähnlichen Sterns von der Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS) über die Unterriesenphase (A–B), den Roten-Riesenast (C), das Heliumbrennen (D) bis zum asymptotischen Riesenast (D–E) mini|hochkant=1.6|Leuchtkraft eines sonnenähnlichen Sterns vom Einmünden des Protosterns in die Hauptreihe bis zum asymptotischen Riesenast mini|hochkant=1.6|Masse eines sonnenähnlichen Sterns vom Einmünden des Protosterns in die Hauptreihe bis zum asymptotischen Riesenast
Rote Riesen gehen aus massearmen Hauptreihensternen am Ende ihrer Entwicklung hervor. Im Detail hängt dabei das Geschehen vor allem von der Masse, aber auch der chemischen Zusammensetzung des ursprünglichen Sterns ab. Um die Prinzipien dieser Spätphase der Sternentwicklung herauszuarbeiten, sei als Beispiel zunächst der Entwicklungspfad eines sonnenähnlichen Sterns (1 Sonnenmasse, 68 % Massenanteil für Wasserstoff, 30 % für Helium, 2 % für sonstige Elemente) im HRD nach den Modellen von Schaller und Kollegen (1992) und Charbonnel und Kollegen (1996) gezeigt.
Im Hauptreihenstadium sonnenähnlicher Sterne (bis 1,12 Sonnenmassen) verläuft das Wasserstoffbrennen in der Proton-Proton-Kette. Im Kern gibt es keine Konvektion, die Energieübertragung nach außen erfolgt ausschließlich radiativ. Das hat zur Folge, dass die Geschwindigkeit der Wasserstofffusion von innen nach außen im Kern abnimmt und sich mit der Zeit ein nach innen kontinuierlich ansteigende Heliumgehalt einstellt. In Sternen mit 1,3 Sonnenmassen und mehr läuft von Anfang an der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus), Sterne zwischen 1,12 und 1,3 Sonnenmassen wechseln im Laufe ihrer Hauptreihenentwicklung von der p-p-Kette in den CNO-Zyklus.
Schon im Hauptreihenstadium führt die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium im Kern zu einem Leuchtkraftanstieg. Durch diesen Prozess verringert sich die Zahl der Teilchen (aus 4 Protonen und 4 Elektronen gehen 1 Heliumkern und 2 Elektronen hervor), gleichzeitig steigt die mittlere Atommasse (von 0,5 auf 1,33 atomare Masseneinheiten). Die Verringerung der Teilchenzahl im Kern zieht automatisch eine höhere Massendichte nach sich. An der Grenze zwischen Kern und inaktiver Wasserstoffhülle herrschen nämlich Temperatur- und Druckgleichgewicht und damit auf beiden Seiten jeweils die gleiche Teilchendichte. Da im Kern aber die Teilchenzahl abnimmt, kann dieses Gleichgewicht dort nur durch eine Verdichtung der Masse aufrechterhalten werden. Die Zentraltemperatur ist direkt proportional der Atommasse (siehe Sternaufbau), sodass mit der Atommasse auch die Temperatur im Kern entsprechend steigt. Damit aber wächst auch die nukleare Energieproduktion und somit die Leuchtkraft. Die Strahlungsleistung der Sonne ist den Modellen zufolge seit dem Beginn des Hauptreihenstadiums vor etwa 4,5 Milliarden Jahren um etwa 35 % angewachsen.
Im Laufe der Zeit geht der Wasserstoffvorrat im Kern zur Neige (im hier diskutierten Modell nach etwa 9,5 Milliarden Jahren), und damit versiegt dort auch die Energieproduktion. Dadurch gewinnt die Gravitation gegenüber dem Gas- und Strahlungsdruck die Oberhand; der Kern verdichtet sich wiederum. Dementsprechend steigt auch die Temperatur weiter an, sodass in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle die Kernfusion zu Helium einsetzen kann. Zum Zeitpunkt des Versiegens des Wasserstoffs im Kern (der Umkehrpunkt der Kurve kurz vor A im HRD bei der höchsten Temperatur) ist die Leuchtkraft des Sterns schon auf etwa das 1,35-fache des heutigen Sonnenwertes angewachsen. Im Kern bildet sich nun ein langsam anwachsender, isothermer Heliumkern aus, der bis zum Erreichen von 0,1 Sonnenmassen stabil ist (Punkt A im HRD). Das ist der Austrittspunkt des Modellsterns aus der Hauptreihe, hier ist die Leuchtkraft des Modellsterns auf etwa das 2-fache angestiegen.
Das Wasserstoffschalenbrennen treibt die Hülle des Sterns nach außen, wodurch diese trotz weiter steigender Zentraltemperatur auskühlt. Da die Leuchtkraft sehr stark von der Oberflächentemperatur abhängt, nimmt diese zunächst trotz der immer höheren Kerntemperatur nicht weiter zu. Der Stern ist in diesem Stadium ein Gelber Unterriese (Spektraltyp G, Leuchtkraftklasse IV), der sich im HRD parallel zur Temperaturachse von links nach rechts bewegt (Abschnitt A-B). Sein Radius wächst dabei etwa um das Zweifache an. In dieser Phase läuft das Wasserstoffbrennen im Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) in einer Schale direkt über dem Heliumkern am „Boden“ einer konvektiven Schicht ab.
Mit fallender Oberflächentemperatur reicht die Wasserstoffkonvektionszone immer tiefer in den Stern hinab (siehe wiederum Sternaufbau), bis sie schließlich auf die wasserstoffbrennende Zone trifft. Damit können erstmals nukleare Reaktionsprodukte (von der wasserstoffbrennenden Schale erzeugtes Helium) in die Photosphäre gelangen (Punkt B im HRD). Dieses Stadium ist nach etwa 10,7 Milliarden Jahren erreicht. Die Unterriesenphase ist mit etwa 1,2 Milliarden Jahren also achtmal kürzer als das Hauptreihendasein. Im Punkt B ist der Wasserstoff in der konvektiven Schale um den aus der Unterriesenphase entstandenen Heliumkern fast schlagartig erschöpft. Der gesamte Stern muss nun kontrahieren, bis in den darüber liegenden Schalen das konvektive Wasserstoff-Schalenbrennen einsetzen kann.
Von Punkt B an beschleunigt sich das weitere Geschehen erheblich. Durch das Wasserstoffschalenbrennen nimmt die Masse des Heliumkerns zu, wodurch die Effekte der geringer werdenden Teilchenzahl, der zunehmenden Atommasse und des Gravitationsdrucks immer stärker greifen. In nur etwa 600 Millionen Jahren wandert der Stern zu Punkt C im HRD, wo das Zusammenwirken von hoher Leuchtkraft und geringer Oberflächenschwere nun auch den Masseverlust durch Sternwind drastisch anwachsen lässt. Die Leuchtkraft beträgt jetzt etwa das 35-Fache des Sonnenwertes, der Radius etwa 10 Sonnenradien. Der Stern ist zu einem Roten Riesen (Spektraltyp K, Leuchtkraftklasse III) geworden. Mit einem Masseverlust von etwa 10−10 Sonnenmassen pro Jahr ist der Sternwind bereits 10.000 Mal so stark wie derjenige der Sonne, aber noch nicht ausreichend, um in kurzer Zeit die Struktur des Sterns entscheidend zu beeinflussen.
Von Punkt C aus benötigt der Stern nur noch etwa 50 Millionen Jahre, um erstmals ein Leuchtkraftmaximum zu erreichen. Die hierbei im HRD erreichte Position liegt auf dem so genannten Roten Riesenast (engl. "RGB", Red Giant Branch). Hinsichtlich der abgestrahlten Leistung übertrifft der Rote Riese die Sonne nun etwa um das 1500-fache, an Radius um das 120-fache. Er weist jetzt den Spektraltyp M auf. Sein Masseverlust ist mit mehreren 10−8 Sonnenmassen pro Jahr so stark, dass der Stern im Laufe der weiteren Entwicklung einen signifikanten Teil seiner Masse einbüßt. Die Zentraldichte ist mit etwa 700 kg/cm3 so hoch, dass der Kern weitgehend wie ein Weißer Zwerg entartet ist. Über diesem extrem dichten Kern läuft nun der konvektive CNO-Zyklus bei extremen Dichten und Temperaturen um 100 Millionen K in einer dünnen Schale ab, was einerseits für die außen sichtbare hohe Leuchtkraft des Roten Riesen sorgt und andererseits den immer schwerer werdenden, entarteten Kern immer weiter aufheizt. Aufgrund der für das Wasserstoffbrennen unüblich hohen Temperaturen und der deswegen extremen Fusionsgeschwindigkeit werden gegenüber dem normalen CNO-Zyklus hier auch erheblich schwere Zwischenkerne als C, N und O erzeugt („heißer CNO-Zyklus“).