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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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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.]]