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==Evoluzione==

[[File:Stellar evolutionary tracks-en-with-text.svg|400px|right|thumb|Tracce evolutive nel [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]] di stelle con massa iniziale di 0,4 2 15 e {{M|60|-|ul=masse solari}}]]

Le supergiganti rosse [[evoluzione stellare|evolvono]] da stelle aventi una massa iniziale compresa fra ≈{{M|10|-|ul=masse solari}} e ≈{{M|40|-|ul=masse solari}}<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective |autore=Georges Meynet |etal=si |rivista=Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege |anno=2011 |volume=80 |pp=266-278 | arxiv=1101.5873|accesso=20 dicembre 2018}}</ref><ref>{{cita web |url=https://www.astro.ru.nl/~onnop/education/stev_utrecht_notes/chapter12-13.pdf |titolo=Pre-supernova evolution of massive stars |autore=Onno Pols |editore=Radboud University |accesso=20 dicembre 2018}}</ref>. Durante la loro fase di permanenza nella [[sequenza principale]] tali stelle si presentano come molto calde e luminose, a causa della rapida fusione dell'[[idrogeno]] tramite il [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]] nei loro nuclei [[Convezione|convettivi]], e appartengono alle prime sottoclassi della [[Stella di classe B V|classe B]] o alle ultime sottoclassi della [[Stella di classe O V|classe O]]. Esse hanno temperature superficiali comprese fra {{M|25000|-|ul=K}} e {{M|32000|-|ul=K}} e luminosità comprese fra 10.000 e 100.000&nbsp;[[luminosità solare|L_☉]]. Contrariamente a quanto avviene nel [[Sole]], gli strati superficiali di queste stelle non sono convettivi<ref name=ekstrom/>. Bruciando molto velocemente il loro combustibile nucleare, queste stelle esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei in soli 5-20&nbsp;milioni di anni, un tempo molto più breve di quello di una stella come il Sole, che impiega diversi miliardi di anni per compiere lo stesso percorso evolutivo.

Alla fine della loro permanenza nella sequenza principale, queste stelle presentano un nucleo di elio molto massiccio, che, non più sostenuto dalle reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno, si contrae e aumenta la sua temperatura. La fusione dell'idrogeno continua invece in un guscio che circonda tale nucleo<ref name=ekstrom/>. La contrazione del nucleo e l'innalzamento della sua temperatura causa l'espansione dell'inviluppo di idrogeno che circonda la zona centrale, in cui avvengono le reazioni nucleari<reF>{{Cita conferenza | autore=C. Georgy |titolo=Evolution models of red supergiants |data=28 luglio 2017 | conferenza=The Lives and Death-Throes of Massive Stars | organizzazione=J.J. Eldridge, J.C. Bray, L.A.S. McClelland, L. Xiao |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pp=193-198 |DOI=10.1017/S1743921317003179 |url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1017/S1743921317003179 |accesso=25 dicembre 2018 }}</ref>. Questo processo è molto simile a quello che avviene nelle stelle meno massicce, appartenenti al [[ramo delle giganti rosse]]. Nel caso delle supergiganti, tuttavia, in ragione della loro massa maggiore, l'espansione dilata il volume della stella fino a dimensioni enormi. Il raggio di una supergigante rossa può superare di gran lunga i 1000&nbsp;[[raggio solare|R_☉]] e avvicinarsi ai 2000&nbsp;R_☉. Questo fa delle supergiganti rosse le stelle più grandi conosciute.

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[[File:PESSTO Snaps Supernova in Messier 74.jpg|250px|left|thumb|Una supergigante rossa termina la sua esistenza in una [[supernova di tipo II]] (in basso a sinistra) in uno dei bracci di [[M74 (astronomia)|M74]]<ref>{{cita pubblicazione|bibcode= 2014MNRAS.439L..56F|doi=10.1093/mnrasl/slt179|titolo=On the progenitor of the Type IIP SN 2013ej in M74|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=439|pp=L56-L60|anno=2013|cognome=Fraser|nome=M.|etal=si|arxiv = 1309.4268 }}</ref>]]

La fase di supergigante rossa dura 1-2&nbsp;milioni di anni. Quando le condizioni di pressione e temperatura del nucleo lo permettono, le stelle supergiganti rosse innescano la [[Processo tre alfa|fusione dell'elio]]. Successivamente, quando la temperatura raggiunge il valore di {{M|6|e=6|-|ul=T}} e la densità il valore di {{M|2|e=6 |-|ul=kg/m3}}<ref name=Ryan>{{Cita libro| autore=Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. | titolo=Stellar Evolution and Nucleosynthesis | anno=2010 | pagine=135|isbn=978-0-521-13320-3|editore=Cambridge University Press|url=http://books.google.com/?id=PE4yGiU-JyEC&q=carbon+burning#v=onepage&q=carbong%20burning&f=false|accesso=29 novembre 2018}}</ref>, viene innescata la [[Processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]]. A questo punto, l'evoluzione della stella subisce una notevole accelerazione e in poche migliaia di anni vengono creati elementi sempre più pesanti fino al [[ferro]]. Nel giro di qualche giorno, il nucleo di ferro che la stella ha costruito collassa e viene prodotta una [[supernova]]. Il tipo di supernova prodotto dipende dalla massa iniziale della stella e da altri fattori quali la [[metallicità]]. In genere, le stelle più massicce e quelle più ricche di metalli perdono quantitativi maggiori di massa durante la fase di supergigante rossa a causa del [[vento stellare]]<ref name=Pettini>{{cita web |url=https://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture15.pdf |titolo=Post-Main Sequence Evolution II: Massive Stars |autore=M. Pettini |sito=Institute of Astronomy, University of Cambridge |accesso=20 dicembre 2018}}</ref>. A metallicità solare, le stelle con massa inferiore a {{M|15|-|ul=masse solari}} subiscono una moderata perdita di massa durante la fase di supergiganti rosse e conservano gran parte del loro inviluppo di idrogeno. Esse quindi esplodono in [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II-P]]<ref name=ekstrom/><ref name=heger/>. Le stelle con masse comprese fra {{M|15|-|ul=masse solari}} e {{M|25|-|ul=masse solari}} sperimentano perdite di massa più importanti durante la loro fase di permanenza fra le supergiganti rosse, ma non tali da rimuovere completamente il loro strato di idrogeno superficiale. Esse esplodono in [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II-L e IIb]], nelle quali le [[Linea spettrale|linee]] dell'idrogeno sono inizialmente presenti, ma scompaiono dopo breve tempo<ref name=woosley>{{cita pubblicazione|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015|titolo=The evolution and explosion of massive stars|rivista=Reviews of Modern Physics|volume=74|numero=4|pp=1015–1071|year=2002|cognome1=Woosley|nome1=S. E.|cognome2=Heger|nome2=A.|cognome3=Weaver|nome3=T. A.|bibcode=2002RvMP...74.1015W}}</ref>. Le stelle con massa compresa fra {{M|25|-|ul=masse solari}} e {{M|40|-|ul=masse solari}} subiscono ingenti perdite di massa durante la loro fase di supergiganti rosse, che rimuovono completamente l'inviluppo di idrogeno facendole diventare delle [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]]. Esse esplodono in [[Supernovae di tipo Ib e Ic|supernovae di tipo Ib]], in cui le linee dell'idrogeno non sono presenti<ref name=meynet/>.

Le previsioni dei modelli teorici sembrano essere confermate dalle osservazioni. Le progenitrici delle supernovae di tipo II-P hanno temperature comprese fra 3500&nbsp;K e 4400&nbsp;K e luminosità comprese fra 20000&nbsp;[[luminosità solare|L_☉]] e 200000&nbsp;L_☉, che sono parametri che ci si aspetta di osservare nelle supergiganti rosse meno massicce. È stato osservato un piccolo numero di progenitrici di supernovae di tipo II-L e IIb; esse sembrano comunque avere una luminosità che si aggirano intorno ai 100000&nbsp;L_☉ e temperature che possono arrivare a 6000&nbsp;K. C'è una buona corrispondenza fra questi parametri e quelli delle supergiganti rosse di massa intermedia, che sono andate incontro a moderate perdite di massa. Le supergiganti rosse più massicce non sembrano essere invece progenitrici di supernovae, confermando che esse evolvono in stelle di Wolf-Rayet prima di esplodere.

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[[File:Antares.jpg|thumb|right|250px|[[Antares]], una delle supergiganti rosse più luminose della volta celeste.]]

Se si adotta questa definizione evolutiva di supergigante e se si definiscono le supergiganti rosse come quelle supergiganti che, espandendosi, passano dalla classe spettrale O o B alla classe K o M, allora sono definibili come supergiganti rosse le stelle aventi una massa iniziale compresa fra ≈10&nbsp;M_☉ e ≈40&nbsp;M_☉ in avanzato stato evolutivo. Il limite inferiore di questo intervallo è costituito dalle stelle che non sviluppano mai le condizioni interne sufficienti alla creazione di un nucleo di [[ferro]]: le stelle con massa inferiore a ≈8&nbsp;M_☉ arrivano a possedere un nucleo degenere di [[carbonio]], che non raggiunge mai le condizioni sufficienti ad essere fuso in elementi più pesanti. Le stelle con masse comprese fra ≈8&nbsp;M_☉ e ≈10&nbsp;M_☉ in avanzato stadio evolutivo possiedono un nucleo degenere composto da [[neon]], [[magnesio]] e [[ossigeno]], che non raggiunge le condizioni sufficienti per essere fuso in ferro. Invece, le stelle con masse superiori a ≈10&nbsp;M_☉, sviluppano alla fine della loro evoluzione un nucleo di ferro, che collassa facendo esplodere la stella in una [[supernova]]<ref name=ekstrom>{{cita pubblicazione|bibcode=2012A&A...537A.146E|titolo=Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M_⊙ at solar metallicity (Z = 0.014)|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=537|pagine=A146|cognome=Ekström|nome=S.|etal=si|anno=2012|doi=10.1051/0004-6361/201117751|arxiv = 1110.5049|accesso=21 dicembre 2018 }}</ref>. Stelle con masse iniziali superiori a ≈40&nbsp;M_☉ (in alcuni modelli, ≈30&nbsp;M_☉<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Temperatures of Red Supegiants |autore=Ben Davies et al. |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 |volume=767 |numero=1 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/767/1/3/meta |doi=10.1088/0004-637X/767/1/3 |accesso=18 novembre 2019 |etal=si}}</ref>) perdono ingenti quantità di massa a causa di intensi [[vento stellare|venti stellari]] durante la loro permanenza nella sequenza principale, che rimuovono buona parte dell'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo. Questo fa sì che esse non diventino mai delle supergiganti rosse, ma evolvano direttamente in [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]], nelle quali il nucleo di elio della stella è esposto. Solo le stelle con massa compresa fra questi due limiti diventano dunque delle supergiganti rosse.

Le stelle con una massa inferiore a ≈10&nbsp;M_☉ nella fase finale della loro evoluzione, durante la quale fondono l'elio, ascendono il [[ramo asintotico delle giganti]] (AGB). In questa fase diventano molto luminose e si espandono notevolmente, diminuendo la loro temperatura. Specie quelle più massicce, possono raggiungere dimensioni enormi, con raggi anche pari a 1000&nbsp;R_☉<ref name="Doherty" />. Superficialmente le stelle AGB sono praticamente indistinguibili dalle supergiganti rosse presentando linee spettrali molto simili<ref name="Doherty">{{cita pubblicazione|autore=|nome=C.|cognome=Doherty|anno=2017|titolo=Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors|rivista=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=34|numero=|pp=id.e056|lingua=en|accesso=28 novembre 2018|doi=10.1017/pasa.2017.52|bibcode=2017PASA...34...56D|etal=si}}</ref>. Tuttavia, spesso i ricercatori preferiscono non classificare le stelle AGB come supergiganti a causa del loro diverso percorso evolutivo e del loro diverso destino finale. La grande maggioranza delle stelle AGB infatti non esplode in supernovae, ma termina la sua esistenza quando, dopo avere espulso il proprio inviluppo di idrogeno e avere così prodotto una [[nebulosa planetaria]], diventano delle [[nana bianca|nane bianche]]. Le stelle AGB, inoltre, presentano composizioni chimiche leggermente diverse da quelle delle supergiganti e, essendo spesso [[Variabile Mira|variabili Mira]], presentano variazioni di luminosità più regolari<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=2009A&A...506.1277G|titolo=Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and red supergiants|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=506|numero=3|pp=1277–1296|cognome1=Groenewegen|nome1=M. A. T.|cognome2=Sloan|nome2=G. C.|cognome3=Soszyński|nome3=I.|cognome4=Petersen|nome4=E. A.|anno=2009|doi=10.1051/0004-6361/200912678|arxiv = 0908.3087 }}</ref>. Fra le stelle AGB, le più simili alle supergiganti rosse sono le stelle super-AGB, che rappresentano lo stadio evolutivo finale delle stelle aventi massa iniziale compresa fra ≈8&nbsp;M_☉ e ≈10&nbsp;M_☉. Esse fondono il carbonio, sviluppano temperature del nucleo molto alte, si espandono notevolmente durante la fase AGB, e possono esplodere in supernovae. Tuttavia il processo che porta all'esplosione è differente rispetto a quello che si registra nelle supergiganti. Infatti le stelle super-AGB non arrivano mai a sviluppare un nucleo di ferro che collassa. Invece, possono raggiungere nel loro nucleo condizioni di temperatura e densità tali da innescare un processo di [[cattura elettronica]], che fa diminuire la pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degenerati]] che sostengono il nucleo, portandolo al collasso<ref name=sagb>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/520872|titolo=The Supernova Channel of Super‐AGB Stars|rivista=The Astrophysical Journal|volume=675|pp=614–625|anno=2008|cognome1=Poelarends|nome1=A. J. T.|cognome2=Herwig|nome2=F.|cognome3=Langer|nome3=N.|cognome4=Heger|nome4=A.|bibcode=2008ApJ...675..614P|arxiv = 0705.4643 }}</ref>. Se non esplodono in questo modo, le stelle super-AGB danno origine a [[nana bianca#Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M☉): nane O-Ne-Mg|nane bianche al neon, magnesio e ossigeno]]. Nonostante le indubbie somiglianze fra le stelle super-AGB e le supergiganti rosse, si preferisce spesso distinguerle a causa della mancata produzione di ferro nelle fasi evolutive finali.

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Sebbene le supergiganti rosse siano molto più fredde del Sole e quindi emettano meno energia per unità di superficie, le loro imponenti dimensioni fanno sì che siano molto più luminose della nostra stella: tipicamente hanno luminosità comprese fra qualche decina e alcune centinaia di migliaia di [[luminosità solare|L_☉]]<ref name=levesque/>. C'è un limite superiore teorico alla luminosità delle supergiganti rosse, che si aggira intorno al milione di L_☉, oltre il quale la stella supererebbe il [[limite di Eddington]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=he Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds |cognome1=Massey |nome1=Philip |cognome2=Olsen |nome2=K. A. G. |rivista=The Astronomical Journal |anno=2003 |volume=126 |numero=6 |pp= 2867-2886 |doi=10.1086/379558 |bibcode=2003AJ....126.2867M |arxiv=0309272 }}</ref>. Di fatto le supergiganti rosse più luminose osservate hanno una luminosità di circa 200.000 volte quella del Sole<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Red Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31) |autore=Philip Massey |etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009 |volume=703 |pp=420–440 |arxiv=0907.3767 |doi=10.1088/0004-637X/703/1/420 |bibcode=2009ApJ...703..420M}}</ref>. Si tratta di valori molto elevati, ma che tuttavia non sono i più elevati riscontrati: alcune [[supergigante blu|supergiganti blu]] e alcune [[Variabile S Doradus|stelle LBV]] superano di gran lunga le supergiganti rosse in luminosità. Come si è visto, le supergiganti rosse, pur essendo stelle molto massicce, non sono le più massicce in assoluto perché le stelle di massa superiore a 40&nbsp;M_☉ non diventeranno mai delle supergiganti rosse.

La bassa [[Gravità di superficie|gravità superficiale]] e la grande luminosità delle supergiganti rosse causa ingenti perdite di massa, milioni di volte maggiori rispetto a quelle a cui va incontro il Sole (fino a {{M|1|e=−4,8|-|ul=masse solari}} all'anno<ref name=ekstrom/>). Ciò induce la formazione di [[Nebulosa|nebulose]] intorno alla stella<ref name=smith>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/318748|titolo=The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris|rivista=The Astronomical Journal|volume=121|numero=2|pp=1111-1125|anno=2001|cognome=Smith|nome=Nathan|etal=si|bibcode=2001AJ....121.1111S}}</ref>. Entro la fine della loro esistenza, le supergiganti rosse perdono una frazione sostanziale della loro massa. Tale frazione è più cospicua nelle stelle di massa più elevata, tanto che queste possono diventare delle supergiganti blu prima di esplodere in supernovae. Le perdite di massa sono condizionate dalla metallicità e dalla velocità di rotazione della stella durante la fase di permanenza nella sequenza principale<ref name=ekstrom/>.

[[File:Betelgeuse pulsating UV (HST).jpg|250px|left|thumb|Immagine che mostra le pulsazioni di [[Betelgeuse]] e il cambiamento del suo profilo spettrale.]]

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La analisi statistiche permettono di fare delle ipotesi su almeno alcune delle cause di queste variazioni. Alcune sono dovute a pulsazioni radiali della stella aventi periodi di qualche centinaio di giorni, proporzionali alla luminosità della stella; altre variazioni devono probabilmente la loro origine a pulsazioni non radiali che hanno solitamente un periodo di qualche migliaio di giorni<ref name=kiss/>. Entrambe questi tipi di variazioni usualmente hanno ampiezze di circa una magnitudine. Ulteriori variazioni, molto irregolari e di modesta ampiezza, sono dovute alla granularità della [[fotosfera]] della stella, che nelle supergiganti rosse è caratterizzata dalla presenza di un numero relativamente piccolo di supercelle convettive, molto più grandi di quelle solari, che causano delle variazioni nella luminosità della stella, mentre questa ruota sul proprio asse<ref name=Schwarzschild>{{cita pubblicazione | volume = 195 | pp = 137–144| cognome = Schwarzschild | nome = Martin | titolo = On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants| rivista = Astrophysical Journal| anno = 1975|bibcode = 1975ApJ...195..137S| doi = 10.1086/153313 |accesso=9 novembre 2019}}</ref>. Infine, si pensa che le variazioni di grande ampiezza ed estremamente irregolari, che caratterizzano un piccolo numero di supergiganti rosse, siano dovute a venti stellari molto sostenuti, che compiano verso la fine dell'esistenza di questo tipo di stelle<ref name=kiss/>.

Gli [[Spettro elettromagnetico|spettri]] delle supergiganti rosse sono molto simili a quelli delle altre stelle a bassa temperatura superficiale e sono dominati dalle [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] dei [[Metallicità|metalli]] e delle molecole. Alcune di queste linee sono utili per determinare la classe di luminosità, per esempio le tre linee del [[Calcio (elemento chimico)|calcio]] ionizzato presenti nella banda dell'[[infrarosso]], che sono un buon indicatore di luminosità<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Use of Red Supergiant Spectral Features as Age Indicators in Starburst Regions |autore=Y. D. Mayya |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1997 |volume= |numero=482 |pp=L149–L153 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/310715/fulltext/5164.text.html |doi= |accesso=13 novembre 2019}}</ref><ref>{{Cita conferenza | autore=R. Dorda et al. |titolo=Red supergiant identification and classification | conferenza=VIII Meeting of the Spanish Astronomical Society |editore=SEA |pp=465-470 |url=https://www.sea-astronomia.es/sites/default/files/archivos/proceedings11/via_lactea/dordar/dordar.pdf |accesso=13 novembre 2019 |etal=si}}</ref>.

Le abbondanze superficiali delle supergiganti rosse sono dominate dall'idrogeno anche quando l'idrogeno nel nucleo è completamente esaurito. Nella fase finale della loro esistenza, prima di esplodere in supernovae, l'elio può diventare tanto abbondante quanto l'idrogeno e, nel caso di perdite di massa ingenti dovute a impetuosi venti stellari, addirittura più abbondante. Le stelle di sequenza principale che evolvono in supergiganti rosse presentano atmosfere in cui l'ossigeno è più abbondante del carbonio e dove l'azoto è meno abbondante di questi due elementi. Tali abbondanze riflettono quelle della nebulosa da cui sono nate. Tuttavia, il [[Ciclo del carbonio-azoto-ossigeno|ciclo CNO]] aumenta le abbondanze di azoto rispetto a quelle di carbonio e ossigeno all'interno del nucleo stellare e i [[Dragaggio (astronomia)|dredge up]] a cui la stella va incontro portano in superficie i prodotti della fusione nucleare, producendo nell'atmosfera uguali cambiamenti nelle abbondanze di questi elementi<ref name=georgy>{{cita pubblicazione|doi=10.1051/0004-6361/201118372|titolo=Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=538|p=L8|anno=2012|cognome=Georgy|nome=C.|bibcode=2012A&A...538L...8G|arxiv = 1111.7003|accesso=13 novembre 2019 }}</ref>.

Le particolari condizioni del materiale circumstellare delle supergiganti rosse, ricco di molecole e investito dalla instabile radiazione della stella, favoriscono la formazione di [[maser]]. I più comuni sono i maser ad [[acqua]] (H₂O) e quelli al [[monossido di silicio]] (SiO), ma si registrano anche quelli derivanti dalle emissioni di [[Radicale ossidrile|ossidrili]] (OH) in regioni di piccole dimensioni<ref name=masers>{{cita pubblicazione|doi=10.1088/0004-637X/760/1/65|titolo=Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters|rivista=The Astrophysical Journal|volume=760|p=65|anno=2012|autore=Thomas Fok et al. |bibcode=2012ApJ...760...65F|arxiv = 1209.6427 |accesso=23 novembre 2019 |etal=si}}</ref>. I maser possono essere utilizzati per costruire mappe ad altra risoluzione del materiale circumstellare delle supergiganti rosse<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x|titolo=Maser mapping of small-scale structure in the circumstellar envelope of S Persei|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=306|numero=4|pp=954–974|anno=1999|cognome1=Richards|nome1=A. M. S.|cognome2=Yates|nome2=J. A.|cognome3=Cohen|nome3=R. J.|bibcode=1999MNRAS.306..954R |accesso=23 novembre 2019}}</ref> e per misurare la loro distanza con molta accuratezza<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1088/0004-637X/774/2/107|titolo=Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, Pz Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry|rivista=The Astrophysical Journal|volume=774|numero=2|p=107|anno=2013|autore=K. Kusuno et al |bibcode=2013ApJ...774..107K|arxiv = 1308.3580 |accesso=23 novembre 2019|etal=si }}</ref>. In futuro, tali maser potrebbero anche essere utili per analizzare grandi strutture galattiche e per scoprire la presenza di supergiganti rosse altrimenti invisibili perché oscurate da polveri<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=2012A&A...541A..36V|titolo=SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=541|p=A36|cognome1=Verheyen|nome1=L.|cognome2=Messineo|nome2=M.|cognome3=Menten|nome3=K. M.|anno=2012|doi=10.1051/0004-6361/201118265|arxiv = 1203.4727 |accesso=23 novembre 2019 }}</ref>.

Le supergiganti rosse [[rotazione stellare|ruotano]] su se stesse lentamente o molto lentamente. I modelli di evoluzione stellare indicano che anche le stelle di sequenza principale che ruotano più velocemente perdono buona parte della loro velocità di rotazione quando entrano nella fase di supergigante a causa dell'aumento di volume e delle perdite di massa. I loro nuclei continuano tuttavia a ruotare più velocemente e la rotazione differenziale fra nucleo e superficie può essere molto marcata<ref name=meynet/>.

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Per esempio, nell'[[ammasso Doppio di Perseo]], una coppia di ammassi aperti che si trovano nella costellazione del [[Perseo (costellazione)|Perseo]], è presente una sola supergigante rossa, [[S Persei]], mentre l'esteso e massiccio [[Hodge 301]], facente parte della [[Grande Nube di Magellano]] ne contiene solo tre<ref name=slesnick>{{cita pubblicazione|bibcode=2002ApJ...576..880S|titolo=The Star Formation History and Mass Function of the Double Cluster h and χ Persei|rivista=The Astrophysical Journal|volume=576|numero=2|pp=880–893|cognome1=Slesnick|nome1=Catherine L.|cognome2=Hillenbrand|nome2=Lynne A.|cognome3=Massey|nome3=Philip|anno=2002|doi=10.1086/341865|arxiv = astro-ph/0205130 |accesso=11 dicembre 2019 }}</ref>. Anche le due più celebri supergiganti rosse, [[Betelgeuse]] e [[Antares]], sono le uniche stelle di questo tipo presenti nelle [[Associazione OB|associazioni]] a cui appartengono, rispettivamente l'[[associazione Orion OB1]] e l'[[associazione Scorpius-Centaurus]].

Fino al XXI secolo, il numero massimo di supergiganti rosse conosciute presenti in un singolo ammasso era cinque, in [[NGC 7419]]<ref name=caron>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/377314|titolo=The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars|rivista=The Astronomical Journal|volume=126|numero=3|pp=1415–1422|anno=2003|autore=G. Caron et al. |bibcode=2003AJ....126.1415C|accesso=11 dicembre 2019 |etal=si}}</ref>. A partire dal 2006, sono stati identificati alcuni grandi ammassi nelle vicinanze della base del [[braccio Scudo-Croce]] della nostra galassia, ognuno dei quali contiene un buon numero di supergiganti rosse. [[RSGC1]] ne contiene almeno 12, RSGC2 (noto anche come [[Stephenson 2]]) ne contiene almeno 26, [[RSGC3]] ne contiene almeno 8, e RSGC4 (noto anche come [[Alicante 8]]) ne contiene almeno 8. Un totale di 80 supergiganti rosse è confermato essere presente in questa regione relativamente piccola del cielo. Questi quattro ammassi sembrano essersi formati a causa di un intenso [[starburst]] risalente a circa 10-20&nbsp;milioni di anni fa e verificatosi nella parte terminale della barra centrale della [[Via Lattea]], dove il braccio Scudo-Croce si origina<ref>{{cita pubblicazione|bibcode= 2012A&A...547A..15N|doi= 10.1051/0004-6361/201219540|titolo= Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson&nbsp;2|rivista= Astronomy & Astrophysics|volume= 547|p= A15|anno= 2012|autore= I. Negueruela et al. |arxiv = 1208.3282|accesso=12 dicembre 2019 |etal=si }}</ref>. Sono stati scoperti ammassi simili nei pressi di questa zona della galassia, ma nessuno di essi contiene un numero così elevato di supergiganti rosse<ref name=davies>{{cita pubblicazione|bibcode=2012MNRAS.419.1860D|titolo=A newly discovered young massive star cluster at the far end of the Galactic Bar|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=419|numero=3|pp=1860–1870|autore=B. Davies et al.|anno=2012|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x|arxiv = 1111.2630 |accesso=12 dicembre 2019 |etal=si}}</ref>.

== Esempi notevoli ==

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== Note ==

<references/>

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