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Le supergiganti rosse hanno basse temperature superficiali, sotto i 4 100&nbsp;[[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&nbsp;[[raggio solare|R_☉]]<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 deldella Solenostra 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 lail 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|-|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 hanno persoperdono 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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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 }}</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 }}</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 molto. 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, generalmente 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 nell'[[Associazione OB|associazione]] a cui appartengono, rispettivamente l'[[associazione Orion OB1]] e l'[[associazione Scorpius-Centaurus]].