Le supergiganti rosse sono stelle che, nella classificazione di Yerkes, hanno classe di luminosità I e classe spettrale K o M. Si tratta solitamente di stelle massicce che hanno abbandonato la sequenza principale e che esploderanno in tempi astronomicamente brevi in supernovae. Le supergiganti rosse sono le stelle più grandi conosciute in termini di volume, sebbene non siano quelle dotate di massa o di luminosità maggiori. Sono supergiganti rosse due fra le stelle più brillanti della volta celeste: Betelgeuse e Antares.

Classificazione Le stelle che appartengono alla classe delle supergiganti esibiscono 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. 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 della stella. 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. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le 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. Più frequenti sono le designazioni Ia-0 o Ia+. Queste supergiganti eccezionalmente luminose vengono talvolta chiamate ipergiganti 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.

Le supergiganti rosse si distinguono dalle altre supergiganti per essere le meno calde. Esse hanno 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 5171A).

Evoluzione

Le supergiganti rosse evolvono da stelle aventi una massa iniziale compresa fra ≈ e ≈. 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 CNO nei loro nuclei convettivi, e appartengono alle prime sottoclassi della classe B o alle ultime sottoclassi della classe O. Esse hanno temperature superficiali comprese fra e e luminosità comprese fra 10.000 e 100.000 L☉. Contrariamente a quanto avviene nel Sole, gli strati superficiali di queste stelle non sono convettivi. 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. 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. 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 R☉ e avvicinarsi ai 2000 R☉. 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.

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. 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.

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 fusione dell'elio. Successivamente, quando la temperatura raggiunge il valore di e la densità il valore di , viene innescata la 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. A metallicità solare, le stelle con massa inferiore a 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 supernovae di tipo II-P. Le stelle con masse comprese fra e 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 supernovae di tipo II-L e IIb, nelle quali le linee dell'idrogeno sono inizialmente presenti, ma scompaiono dopo breve tempo. Le stelle con massa compresa fra e subiscono ingenti perdite di massa durante la loro fase di supergiganti rosse, che rimuovono completamente l'inviluppo di idrogeno facendole diventare delle stelle di Wolf-Rayet. Esse esplodono in supernovae di tipo Ib, in cui le linee dell'idrogeno non sono presenti.

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 L☉ e 200000 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 aggira intorno a 100.000 L☉ 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.

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☉ e ≈40 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 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 M☉ e ≈10 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 M☉, sviluppano alla fine della loro evoluzione un nucleo di ferro, che collassa facendo esplodere la stella in una supernova. Stelle con masse iniziali superiori a ≈40 M☉ (in alcuni modelli, ≈30 M☉) perdono ingenti quantità di massa a causa di intensi 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 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.