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[[File:ESO - Hertzsprung-Russell Diagram (by).jpg|350px|thumb|destra|Il [[diagramma Hertzsprung-Russell]]. Le supegiganti rosse occupano la parte alta destra del diagramma]]
Le '''supergiganti rosse''' sono [[stella|stelle]] che, nella [[classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classificazione di Yerkes]], hanno [[classificazione stellare#Le classi di luminosità|classe di luminosità]] '''I''' e [[classificazione stellare#Le classi di Harvard|classe spettrale]] K o M<ref name="LamersCassinelli1999">{{cita libro|autore1=Henny J. G. L. M. Lamers|autore2=Joseph P. Cassinelli|titolo=Introduction to Stellar Winds|url=https://books.google.com/books?id=MJuDvniBNokC&pg=PA53|accesso=12 dicembre 2018|anno=1999|editore=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-59565-0|p=53|città=Cambridge}}</ref>. Si tratta solitamente di stelle [[massa (fisica)|massicce]] che hanno abbandonato la [[sequenza principale]] e che esploderanno in tempi astronomicamente brevi in [[supernova]]e. Le supergiganti rosse sono le [[Stelle più grandi conosciute|stelle più grandi conosciute]] in termini di [[volume]], sebbene non siano quelle dotate di massa o di [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] maggiori. Sono supergiganti rosse due fra le [[Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile|stelle più brillanti della volta celeste]]: [[Betelgeuse]] e [[Antares]].
==Classificazione==
Le stelle che appartengono alla classe delle supergiganti esibiscono [[linea spettrale|linee spettrali]] molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla [[sequenza principale]]. Le linee assottigliate si presentano solitamente quando l'[[atmosfera]] di una stella è molto rarefatta<ref name=Rieke>{{cita web |url=http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lecture_14.htm |titolo=Stellar Spectroscopy and the HR Diagram |autore=Marcia Rieke |sito=Fundamentals of Astronomy |editore=University of Arizona |accesso=16 dicembre 2018 }}</ref>. D'altra parte, una atmosfera rarefatta è indice del fatto che la stella si è espansa, aumentando il suo volume e, di conseguenza, anche la sua superficie radiante, facendo innalzare la [[luminosità (astronomia)|luminosità]] della stella<ref>{{cita libro | autore=Michael Seeds |autore2=Dana Backman | titolo=Perspective in Astronomy | editore=Thomson Higher Education | città=Belmont (CA) | anno=2007 |ISBN=978-0-495-39273-6 |p=112}}</ref>. L'assottigliamento delle linee spettrali è più pronunciato nelle stelle supergiganti rispetto a quelle giganti, indicando una enorme superficie radiante e quindi una luminosità molto elevata. Le stelle supergiganti occupano quindi solitamente la regione superiore del [[diagramma Hertzsprung-Russell]], quella riservata alle stelle più luminose aventi [[magnitudine assoluta]] compresa fra −5 e −12<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud |autore1=R. M. Humphreys |autore2= K. Davidson |rivista=Astrophysical Journal |anno=1979 |volume=232 |pp=409-420 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..409H |doi=10.1086/157301 |accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le [[Stella Be|stelle Be]].
La classe delle supergiganti è ulteriormente divisa in due sottoclassi, quella delle supergiganti meno luminose, indicata con Ib, e quella delle supergiganti brillanti indicata con Ia. L'indicazione Iab per riferirsi a una classe intermedia fra le due è abbastanza usuale. Stelle eccezionalmente luminose, aventi gravità superficiali estremamente basse, con segni di grandi perdite di massa vengono a volte designate con la classe di luminosità 0 (zero), sebbene ciò sia abbastanza raro<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=1992A&A...263..123P|titolo=Photometry of yellow semiregular variables - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=263|pp=123-128|cognome1=Percy|nome1=J. R.|cognome2=Zsoldos|nome2=E.|anno=1992|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Più frequenti sono le designazioni Ia-0 o Ia<sup>+</sup><ref>{{cita pubblicazione|bibcode=1992A&A...259..600A|titolo=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=259|pp=600-606|cognome1=Achmad|nome1=L.|cognome2=Lamers|nome2=H. J. G. L. M.|cognome3=Nieuwenhuijzen|nome3=H.|cognome4=Van Genderen|nome4=A. M.|anno=1992|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Queste supergiganti eccezionalmente luminose vengono talvolta chiamate ''[[Stella ipergigante|ipergiganti]]''<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1007/s001590050009|titolo=The yellow hypergiants|journal=Astronomy and Astrophysics Review|volume=8|numero=3|pp=145–180|anno=1998|cognome=De Jager|nome=Cornelis|bibcode=1998A&ARv...8..145D|accesso=16 dicembre 2018}}</ref> ma l'uso di questo termine per le supergiganti rosse è abbastanza raro, sebbene a volte compaia nelle designazioni delle supergiganti rosse più grandi e instabili<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1088/0004-637X/744/1/23|titolo=Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: Very Long Baseline Array and Very Large Array Astrometry|rivista=The Astrophysical Journal|volume=744|posizione=23|anno=2012|cognome1=Zhang|nome1=B.|cognome2=Reid|nome2=M. J.|cognome3=Menten|nome3=K. M.|cognome4=Zheng|nome4=X. W.|bibcode=2012ApJ...744...23Z|accesso=16 dicembre 2018}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|bibcode=2012A&A...544A..42Z|titolo=The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume= 544|posizione=A42|cognome1= Zhang|nome1=B.|cognome2=Reid|nome2=M. J.|cognome3=Menten|nome3=K. M.|cognome4=Zheng|nome4=X. W.|cognome5=Brunthaler|nome5=A.|anno=2012|doi=10.1051/0004-6361/201219587|arxiv=1207.1850|accesso=16 dicembre 2018 }}</ref>.
Le supergiganti rosse si distinguono dalle altre supergiganti per essere le meno calde. Esse hanno [[classificazione stellare#Le classi di Harvard|classe spettrale]] M. Anche le supergiganti di classe K meno calde sono talvolta classificate come rosse, anche se non c'è una precisa linea di confine. Le supergiganti di classe K sono rare relativamente a quelle di classe M dato che rappresentano uno stadio evolutivo di transizione verso la classe M. Le supergiganti di classe K più calde vengono talvolta definite come supergiganti arancioni (per esempio [[Zeta Cephei]]) o addirittura gialle (per esempio l'[[ipergigante gialla]] [[HR 5171]]A)<ref name=levesque/>.
==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 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]]. 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 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 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]] e avvicinarsi ai 2000 R<sub>☉</sub>. Questo fa delle supergiganti rosse le stelle più grandi conosciute.
Espandendosi, la stella diminuisce la sua [[temperatura superficiale]] e passa dalla classe O alla classe M in un tempo astronomicamente breve. Poiché il tempo passato nello stadio di [[supergigante gialla]] è molto minore rispetto a quello che poi la stella passerà in quello di supergigante rossa, è rivelabile un numero di supergiganti rosse molto maggiore rispetto a quello delle supergiganti gialle. In questo passaggio la stella aumenta la sua luminosità di circa tre volte. Tale incremento è molto meno drammatico di quello che avviene nelle stelle di massa media e piccola, quando entrano nello stadio di [[gigante rossa]]. Di conseguenza, mentre le stelle con massa simile a quella del Sole percorrono una traccia nel diagramma H-R che le porta verso l'alto e verso la destra nel diagramma stesso, le supergiganti rosse sono il frutto di una evoluzione che lascia una traccia quasi orizzontale nel diagramma, dalla parte alta sinistra alla parte alta destra.
L'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo delle supergiganti è, in seguito all'espansione, estremamente rarefatto. In esso, si sviluppano enormi zone convettive che penetrano a fondo all'interno della stella e che portano in superficie i prodotti delle reazioni nucleari, in particolare l'[[azoto]]<ref name=heger>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/308158|titolo=Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure|rivista=The Astrophysical Journal|volume=528|pp=368–396|anno=2000|cognome1=Heger|nome1=A.|cognome2=Langer|nome2=N.|cognome3=Woosley|nome3=S. E.|bibcode=2000ApJ...528..368H|arxiv = astro-ph/9904132 |accesso=28 dicembre 2018 }}</ref>.
Alcune supergiganti rosse vanno incontro ad ''anelli blu'' (in inglese: ''blue loops'') nei quali la loro temperatura superficiale può innalzarsi fino a 10000 K, prima di ritornare a scendere. Il nome di questo fenomeno deriva dal fatto che le supergiganti rosse durante gli anelli blu si spostano verso la parte blu del diagramma H-R in modo quasi orizzontale per poi tornare alla posizione di partenza. Mentre molte supergiganti rosse non sperimentano alcun anello blu, alcune possono descriverne più di uno. Il manifestarsi di anelli blu sembra dipendere da una molteplicità di parametri quali la massa, la velocità di rotazione, il tasso di perdita di massa causato dal vento stellare e la composizione chimica della stella<ref name=meynet>{{cita pubblicazione|doi=10.1051/0004-6361/201424671|titolo=Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=575|p=A60|anno=2015|cognome=Meynet|nome=G.|etal=si|bibcode=2015A&A...575A..60M|arxiv = 1410.8721 }}</ref>. I meccanismi di innesco degli anelli blu non sono ancora stati compresi a fondo. Una ipotesi è che essi siano dovuti a variazioni di opacità negli strati intermedi della stella, che impattano sulla quantità di energia trasporta dal nucleo agli strati superficiali. Questa variazione di energia a sua volta causa l'espansione o la contrazione della stella<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Physics of the blue-to-red and red-to-blue transitions in the evolution of massive stars - I. From blue to red |autore=C. Ritossa |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=1996 |volume=281 |numero=3 |pp=970-976 |doi=
10.1093/mnras/281.3.970 |bibcode=1996MNRAS.281..970R}}</ref> .
[[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 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 K e 4400 K e luminosità comprese fra 20000 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]] e 200000 L<sub>☉</sub>, 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 L<sub>☉</sub> e temperature che possono arrivare a 6000 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.
== Problemi di definizione ==
Come si è accennato, le supergiganti vengono individuate tramite la configurazione delle linee spettrali, che indica una gravità molto bassa nell'atmosfera stellare. Questa definizione, tuttavia, raggruppa stelle con proprietà differenti sotto un'unica categoria. Si preferisce quindi spesso optare per una definizione evolutiva e definire le supergiganti come quelle stelle che nel corso della loro evoluzione fondono elementi sempre più pesanti fino ad arrivare al ferro ed esplodono in supernovae in seguito al collasso del loro nucleo<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=2005A&A...438..273V|titolo=An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=438|pp=273–289|cognome1=Van Loon|nome1=J. Th.|cognome2=Cioni|nome2=M.-R. L.|cognome3=Zijlstra|nome3=A. A.|cognome4=Loup|nome4=C.|anno=2005|doi=10.1051/0004-6361:20042555|arxiv = astro-ph/0504379 }}</ref>.
[[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 M<sub>☉</sub> e ≈40 M<sub>☉</sub> 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 M<sub>☉</sub> 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 M<sub>☉</sub> e ≈10 M<sub>☉</sub> 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 M<sub>☉</sub>, 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<sub>⊙</sub> 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 M<sub>☉</sub> (in alcuni modelli, ≈30 M<sub>☉</sub><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Temperatures of Red Supegiants |autore=Ben Davies |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 M<sub>☉</sub> 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 R<sub>☉</sub><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 M<sub>☉</sub> e ≈10 M<sub>☉</sub>. 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.
Il seguente specchietto illustra l'evoluzione delle stelle con massa compresa fra 2 e 60 M<sub>☉</sub>:
{| class="wikitable"
|+Schema dell'evoluzione delle stelle con masse medie e grandi (aventi [[metallicità]] solare)
|-
! Massa iniziale (M<sub>☉</sub>) !! Sequenza evolutiva !! Destino finale
|-
| 2-8 || A o B → RG || WD
|-
| 8-10 || B → RG|| II-P o WD
|-
| 8–15 || B → RSG || II-P
|-
| 15–25 || O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (loop) || II-L (o IIb)
|-
| 25–40 || O → RSG → WR || Ib
|-
| 40–60 || O → LBV → WR || Ib/c
|}
Legenda:
* O: [[stella di classe O V]]
* B: [[stella di classe B V]]
* A: [[stella di classe A V]]
* RG: [[gigante rossa]]
* WD: [[nana bianca]]
* BSG: [[supergigante blu]]
* RSG: [[supergigante rossa]]
* YHG: [[supergigante gialla]]
* LBV: [[variabile S Doradus|stella LBV]]
* WR: [[stella di Wolf-Rayet]]
== Proprietà ==
Le supergiganti rosse hanno basse temperature superficiali, sotto i 4 100 [[kelvin|K]].<ref name=levesque>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/430901|titolo=The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought|rivista=The Astrophysical Journal|volume=628|numero=2|pp=973–985|year=2005|cognome=Levesque|nome=Emily|etal=si|bibcode=2005ApJ...628..973L|arxiv = astro-ph/0504337 }}</ref>. Queste ultime causano il loro colore rosso o arancio, che le fa ascrivere alle classi spettrali K o M. Ma la caratteristica forse più distintiva delle supergiganti rosse sono le loro dimensioni che possono variare da parecchie centinaia a più di un migliaio di volte quelle del Sole<ref name=levesque/>. Le supergiganti rosse più grandi conosciute hanno un raggio di circa 1800 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]]<ref>{{cita web |url=https://www.universetoday.com/24731/red-supergiant-star/ |titolo=Red Supergiant Star |autore=Fraser Cain |sito=Universe Today |accesso=10 gennaio 2018}}</ref>. Si tratta delle stelle più grandi che si conoscano.
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<sub>☉</sub>]]<ref name=levesque/>. C'è un limite superiore teorico alla luminosità delle supergiganti rosse, che si aggira intorno al milione di L<sub>☉</sub>, 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 M<sub>☉</sub> 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.]]
La maggior parte delle supergiganti rosse sono [[stella variabile|stelle variabili]], ma raramente esibiscono un periodo o una ampiezza di variazione regolari, come accade invece nelle meno massicce variabili Mira. Pertanto, vengono di solito classificate come variabili [[Variabile irregolare lenta|irregolari]] o [[Variabile semiregolare|semiregolari]]. Esse sono di solo raccolte in specifiche sottoclassi, come la sottoclasse LC delle variabili irregolari e la sottoclasse SRC delle variabili semiregolari. Le variazioni hanno tipicamente periodi lunghi e sono di modesta ampiezza, sebbene a volte si presentino ampiezze fino a quattro magnitudini<ref name=kiss>{{cita pubblicazione|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x|titolo=Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=372|numero=4|pp=1721–1734|anno=2006|cognome1=Kiss|nome1=L. L.|cognome2=Szabo|nome2=G. M.|cognome3=Bedding|nome3=T. R.|bibcode=2006MNRAS.372.1721K|arxiv = astro-ph/0608438|accesso=8 novembre 2019 }}</ref>.
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 |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]] (H<sub>2</sub>O) 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 |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 |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/>.
== Ammassi ==
[[File:Ssc2006-03a.jpg|left|250px|thumb|[[RSGC1]], uno degli [[ammasso aperto|ammassi]] che contengono un numero cospicuo di supergiganti rosse.]]
Le supergiganti rosse hanno al massimo 25 milioni di anni; poiché sono stelle massicce, esse si sono probabilmente formate in [[ammasso aperto|ammassi aperti]] relativamente grandi, da cui non hanno molto tempo di allontanarsi. Di conseguenza, ci si aspetta di osservare le supergiganti rosse all'interno o nei pressi degli ammassi in cui sono nate. Tuttavia, le supergiganti rosse evolvono da stelle massicce, che sono rare e che hanno un'esistenza più breve rispetto alle stelle meno massicce; di conseguenza, ci sono generalmente poche supergiganti rosse in ogni ammasso.
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 |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 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 2|rivista= Astronomy & Astrophysics|volume= 547|p= A15|anno= 2012|autore= I. Negueruela |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 |anno=2012|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x|arxiv = 1111.2630 |accesso=12 dicembre 2019 |etal=si}}</ref>.
== Esempi notevoli ==
[[File:Orion Head to Toe.jpg|200px|right|thumb|La regione della costellazione di [[Orione (costellazione)|Orione]], dove è osservabile la supergigante rossa [[Betelgeuse]].]]
Le supergiganti rosse sono stelle relativamente rare, ma a causa della loro luminosità sono visibili anche a grandi distanze. Alcune di esse sono visibili ad occhio nudo:
* [[Betelgeuse]]
* [[Antares]]
* [[119 Tauri]]
* [[Psi1 Aurigae]]
Altre supergiganti rosse sono note per le loro enormi dimensioni. Fra le stelle più grandi conosciute, con un raggio di più di 1000 R<sub>☉</sub>, possono essere citate:
* [[KW Sagittarii]]
* [[PZ Cassiopeiae]]
* [[VX Sagittarii]]
* [[KY Cygni]]
* [[V354 Cephei]]
* [[Mu Cephei]]
* [[VV Cephei A]]
== Note ==
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