Supergigantes vermelhas (RSGs) são estrelas com uma classe de luminosidade supergigante (classe I de Yerkes) de tipo espectral K ou M. Elas são as maiores estrelas do universo em termos de volume, embora não sejam as mais massivas ou luminosas. Betelgeuse e Antares são as mais brilhantes e mais conhecidas supergigantes vermelhas (RSGs), de fato as únicas estrelas supergigantes vermelhas de primeira magnitude.
Classificação As estrelas são classificadas como supergigantes com base em sua classe de luminosidade espectral. Este sistema usa certas linhas espectrais de diagnóstico para estimar a gravidade de superfície de uma estrela, determinando assim seu tamanho em relação à sua massa. Estrelas maiores são mais luminosas em uma determinada temperatura e agora podem ser agrupadas em faixas de luminosidade diferente.
As diferenças de luminosidade entre as estrelas são mais aparentes em baixas temperaturas, onde estrelas gigantes são muito mais brilhantes do que estrelas da sequência principal. As supergigantes têm gravidade de superfície mais baixas e, portanto, são as maiores e mais brilhantes em uma determinada temperatura.
O sistema de classificação de Yerkes ou Morgan-Keenan (MK) é quase universal. Agrupam estrelas em cinco grupos principais de luminosidade designados por algarismos romanos:
I supergigante; II gigante luminosa; III gigante; IV subgigante; V anã (sequência principal).
Específico para supergigantes, a classe de luminosidade é dividida em supergigantes normais de classe Ib e supergigantes mais brilhantes de classe Ia. A classe intermediária Iab também é usada. Estrelas excepcionalmente brilhantes, de baixa gravidade de superfície, com fortes indícios de perda de massa, podem ser designadas pela classe de luminosidade 0 (zero), embora isso seja raramente visto. Mais frequentemente, a designação Ia-0 será usada, e mais comumente ainda Ia+. Essas classificações espectrais hipergigantes são muito raramente aplicadas a supergigantes vermelhas, embora o termo hipergigante vermelha seja algumas vezes usado para as supergigantes vermelhas mais estendidas e instáveis, como VY Canis Majoris e NML Cygni.
A parte "vermelha" de "supergigante vermelha" refere-se à temperatura fria. As supergigantes vermelhas são as supergigantes mais frias, tipo M, e pelo menos algumas estrelas do tipo K, embora não haja um corte preciso. Supergigantes do tipo K são incomuns em comparação com o tipo M porque eles são um estágio de transição de curta duração e um pouco instáveis. As estrelas do tipo K, especialmente os tipos K iniciais ou mais quentes, são algumas vezes descritas como supergigantes laranja (por exemplo, Zeta Cephei), ou mesmo como amarelas (por exemplo, hipergigante amarela HR 5171 Aa).
Propriedades + Escala de temperatura para supergigantes vermelhas Tipoespectral Temperatura(K) K1-1.5 4.100 K2-3 4.015 K5-M0 3.840 M0 3.790 M1 3.745 M1.5 3.710 M2 3.660 M2.5 3.615 M3 3.605 M3.5 3.550 M4-4.5 3.535 M5 3.450 Supergigantes vermelhas são frias e grandes. Têm tipos espectrais de K e M, portanto, temperaturas de superfície abaixo de 4.100 K. Têm geralmente várias centenas ou mais de mil vezes o raio do Sol, embora o tamanho não seja o fator principal para que uma estrela seja designada como supergigante. Uma estrela gigante brilhante e fria pode facilmente ser maior do que uma supergigante mais quente. Por exemplo, Alpha Herculis é classificada como uma estrela gigante com um raio , enquanto Epsilon Pegasi é uma supergigante K2 de apenas .
Embora as supergigantes vermelhas sejam muito mais frias do que o Sol, elas são muito maiores do que altamente luminosas, normalmente . Há um limite superior teórico para o raio de uma supergigante vermelha em torno de . No limite de Hayashi, estrelas acima desse raio seriam muito instáveis e simplesmente não se formariam.
As supergigantes vermelhas têm massas entre cerca de e . Estrelas da sequência principal com mais massa do que cerca de não se expandem e esfriam para se tornarem supergigantes vermelhas. As supergigantes vermelhas na extremidade superior da faixa possível de massa e luminosidade são as maiores conhecidas. Sua baixa gravidade superficial e alta luminosidade causam extrema perda de massa, milhões de vezes maior do que o Sol, produzindo nebulosas observáveis ao redor da estrela. No final de suas vidas, as supergigantes vermelhas podem ter perdido uma fração substancial de sua massa inicial. As supergigantes mais massivas perdem massa muito mais rapidamente e todas as supergigantes vermelhas parecem atingir uma massa semelhante da ordem de quando seus núcleos entram em colapso. O valor exato depende da composição química inicial da estrela e de sua taxa de rotação.
A maioria das supergigantes vermelhas mostra algum grau de variabilidade visual, mas apenas raramente com um período ou amplitude bem definidos. Portanto, geralmente são classificadas como variáveis irregulares ou semirregulares. Eles até têm suas próprias subclasses, SRC e LC para variáveis supergigantes lentas semirregulares e irregulares lentas, respectivamente. As variações são normalmente lentas e de pequena amplitude, mas amplitudes de até quatro magnitudes são conhecidas.
A análise estatística de muitas supergigantes vermelhas variáveis conhecidas mostra uma série de causas prováveis para a variação: apenas algumas estrelas mostram grandes amplitudes e forte ruído indicando variabilidade em muitas frequências, pensado para indicar ventos estelares poderosos que ocorrem no final da vida de uma supergigante vermelha; mais comuns são variações simultâneas do modo radial ao longo de algumas centenas de dias e provavelmente variações do modo não radial ao longo de alguns milhares de dias; apenas algumas estrelas parecem ser verdadeiramente irregulares, com pequenas amplitudes, provavelmente devido à granulação fotosférica. As fotosferas de supergigantes vermelhas contêm um número relativamente pequeno de células de convecção muito grandes em comparação com estrelas como o Sol. Isso causa variações no brilho da superfície que podem levar a variações visíveis de brilho conforme a estrela gira.
Os espectros das supergigantes vermelhas são semelhantes aos de outras estrelas frias, dominadas por uma floresta de linhas de absorção de metais e bandas moleculares. Alguns desses recursos são usados para determinar a classe de luminosidade, por exemplo, certas intensidades de banda de cianogênio no infravermelho próximo e o tripleto de Ca II.
A emissão Maser é comum do material circunstelar em torno de supergigantes vermelhas. Mais comumente, isso surge de H2O e SiO, mas a emissão de hidroxila (OH) também ocorre em regiões estreitas. Além do mapeamento de alta resolução do material circunstelar em torno de supergigantes vermelhas, as observações VLBI ou VLBA de masers podem ser usadas para derivar paralaxes e distâncias precisas para suas fontes. Atualmente, isso tem sido aplicado principalmente a objetos individuais, mas pode se tornar útil para a análise da estrutura galáctica e descoberta de estrelas supergigantes vermelhas de outra forma obscurecidas.
Abundâncias superficiais de supergigantes vermelhas são dominadas por hidrogênio, embora o hidrogênio no núcleo tenha sido completamente consumido. Nos últimos estágios de perda de massa, antes que uma estrela exploda, o hélio de superfície pode ficar enriquecido a níveis comparáveis ao hidrogênio. Em modelos teóricos de perda extrema de massa, hidrogênio suficiente pode ser perdido para que o hélio se torne o elemento mais abundante na superfície. Quando estrelas supergigantes pré-vermelhas deixam a sequência principal, o oxigênio é mais abundante do que o carbono na superfície, e o nitrogênio é menos abundante do que ambos, refletindo abundâncias da formação da estrela. O carbono e o oxigênio são esgotados rapidamente e o nitrogênio é melhorado como resultado da dragagem do material processado com CNO das camadas de fusão.
Observa-se que as supergigantes vermelhas giram lentamente ou muito lentamente. Os modelos indicam que mesmo as estrelas da sequência principal em rotação rápida devem ser freadas por sua perda de massa, de modo que as supergigantes vermelhas quase não girem. Essas supergigantes vermelhas, como Betelgeuse, que têm taxas modestas de rotação, podem tê-lo adquirido após atingir o estágio de supergigante vermelha, talvez por meio de interação binária. Os núcleos das supergigantes vermelhas ainda estão girando e a taxa de rotação diferencial pode ser muito grande.
Definição 250px|left|thumb|Betelgeuse pulsando e mostrando mudanças no perfil da linha espectral (imagens HST UV) As classes de luminosidade de supergigantes são fáceis de determinar e aplicar a um grande número de estrelas, mas agrupam vários tipos muito diferentes de estrelas em uma única categoria. Uma definição evolucionária restringe o termo supergigante às estrelas massivas que iniciam a fusão do hélio do núcleo sem desenvolver um núcleo de hélio degenerado e sem sofrer um flash de hélio. Irão universalmente queimar elementos mais pesados e sofrer o colapso do núcleo, resultando em uma supernova.
Estrelas menos massivas podem desenvolver uma classe de luminosidade espectral supergigante em luminosidade relativamente baixa, em torno de , quando estão no ramo assintótico das gigantes (AGB) passando por queima de camada de hélio. Os pesquisadores agora preferem categorizá-las como estrelas AGB distintas das supergigantes porque são menos massivas, têm diferentes composições químicas na superfície, sofrem diferentes tipos de pulsação e variabilidade e irão evoluir de uma maneira diferente, geralmente produzindo uma nebulosa planetária e uma anã branca. A maioria das estrelas AGB não se tornaram supernovas, embora haja interesse em uma classe de estrelas super-AGB, aquelas quase massivas o suficiente para sofrer a fusão total do carbono, que podem produzir supernovas peculiares, embora sem nunca desenvolver um núcleo de ferro. Um grupo notável de estrelas de baixa massa e alta luminosidade são as variáveis RV Tauri, estrelas AGB ou pós-AGB situadas na faixa de instabilidade e mostrando variações semirregulares distintas.
Evolução 250px|right|thumb|Uma supergigante vermelha termina sua vida como uma supernova tipo II (canto inferior esquerdo) em um braço espiral de M74 Supergigantes vermelhas se desenvolvem a partir de estrelas da sequência principal com massas entre cerca de e . Estrelas de maior massa nunca esfriam o suficiente para se tornarem supergigantes vermelhas. Estrelas de menor massa desenvolvem um núcleo degenerado de hélio durante a fase de gigante vermelha, passam por um flash de hélio antes de fundir hélio no ramo horizontal, evoluem ao longo do AGB enquanto queimam hélio em uma casca em torno de um núcleo degenerado de carbono-oxigênio, então rapidamente perdem seu núcleo externo camadas para se tornar uma anã branca com uma nebulosa planetária. As estrelas AGB podem desenvolver espectros com uma classe de luminosidade supergigante à medida que se expandem para dimensões extremas em relação à sua pequena massa, e podem atingir luminosidades dezenas de milhares de vezes a do Sol. Estrelas intermediárias "super-AGB", em torno de , podem sofrer fusão de carbono e podem produzir uma supernova de captura de elétrons através do colapso de um núcleo de oxigênio-neônio.
Estrelas da sequência principal, queimando hidrogênio em seus núcleos, com massas entre a , terão temperaturas entre cerca de 25.000 K a 32.000 K e tipos espectrais de B inicial, possivelmente O muito tardio. Já são estrelas muito luminosas de devido à rápida fusão do ciclo CNO do hidrogênio e possuem núcleos totalmente convectivos. Em contraste com o Sol, as camadas externas dessas estrelas quentes da sequência principal não são convectivas.