Czerwony nadolbrzym – jeden z etapów rozwoju gwiazdy, charakteryzujący się dużymi rozmiarami, małą gęstością i niską temperaturą powierzchni (log T=3,5 – 3,6, typ widmowy M–K). Jasności absolutne czerwonych nadolbrzymów są w zakresie −7 – −10 magnitudo. Etap ten następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. Stadium to osiągają gwiazdy o początkowej masie w zakresie od 10 do 40 mas Słońca.
Ewolucja
Gwiazdy mające masę większą od około 10 mas Słońca po „wypaleniu” wodoru przechodzą do fazy fuzji (pot. „spalania”) helu, co wiąże się ze znacznym zwiększeniem ich rozmiarów oraz z obniżeniem temperatury, która na powierzchni wynosi 3500–4500 K (typ widmowy K-M). Średnica takich gwiazd zaobserwowanych w naszej Galaktyce jest około 1500 razy większa od średnicy Słońca, czyli około 7 j.a. (gdyby Słońce miało taką wielkość, sięgnęłoby orbity Jowisza).
Stadium czerwonego olbrzyma trwa względnie krótko – rzędu miliona lat. Czas życia gwiazdy na tym etapie zależy od jej metaliczności: im większa, tym szybciej gwiazda traci otoczkę w wyniku wiatru gwiazdowego. Bardzo masywne czerwone nadolbrzymy (początkowa masa >30 mas Słońca) przekształcają się w gwiazdy Wolfa-Rayeta, natomiast mające mniejszą masę przechodzą przez stadium błękitnego nadolbrzyma i kończą swoje życie jako supernowe. Powyżej 40 mas Słońca gwiazda nie przechodzi przez stadium czerwonego nadolbrzyma, przekształcając się bezpośrednio w gwiazdę Wolfa-Rayeta.
Najbardziej znane czerwone nadolbrzymy to Betelgeza i Antares. Nieco mniej znanymi czerwonymi nadolbrzymami są: Mira Ceti (w gwiazdozbiorze Wieloryba), Ras Algethi (w gwiazdozbiorze Herkulesa) czy Gwiazda Granat (w gwiazdozbiorze Cefeusza).