紅超巨星（Red supergiants ），簡稱RSG，是光譜類型為K或M的超巨星光度等級的恒星。它由質量在8到30或40M☉之間的主序恒星發展而來。
紅超巨星是宇宙中體積最大的恒星，如果把這樣一個星放在太陽系中心，它將吞沒所有行星，包括遠在50億公里外的冥王星。紅超巨星通常在核心氫耗盡后經歷一千萬年左右的短暫壽命階段，通常是太陽半徑的幾百到一千倍以上，表面溫度約3000-4000K。紅超巨星的低表面重力和高光度導致極端的質量損失，比太陽高出數百萬倍，并在恒星周圍產生可觀測的星云。其表面豐度以氫為主。在質量損失的最后階段，在恒星爆炸之前，表面氦可能會濃縮到與氫相當的水平。大多數紅超巨星表現出一定程度的視覺變化，但很少有明確的周期或幅度，其旋轉速度緩慢。觀測到的超紅巨星有參宿四（Betelgeuse）、心宿二、金牛座119、危宿三（Enif）等。
定義
超巨星，指的是大質量恒星，通常情況下，它們會繼續燃燒較重的元素并經歷核心塌縮，從而形成超新星。超巨星光度等級很容易確定并適用于大量恒星，所以它們將幾種截然不同類型的恒星歸為一個類別。當質量較小的恒星處于漸近巨星分支（AGB）上進行氦殼燃燒時，它們可能會在相對較低的光度下形成超巨星光譜光度等級，其特點為，質量較小，表面具有不同的化學成分，經歷不同類型的脈動和變化，并且會以不同的方式演化，通常會產生行星狀星云和白矮星，是與超巨星不同的AGB恒星。大多數AGB恒星不會成為超新星，因為其質量幾乎足以進行完全碳聚變，未發展出鐵核，可能會產生特殊的超新星。
分類
超巨星是指某一類達到超巨星光譜的恒星，而紅超巨星就是指發出紅光的超巨星。紅超巨星是體積最龐大的恒星種類之一。為了區分不同光度類別的超巨星，將恒星分為五個主要的光度組，亮超巨星（Ia）、超巨星（Ib）、亮巨星（II）、巨星（III）、亞巨星（IV）、矮星（V），超巨星的光度等級又分為Ib級普通超巨星和Ia級最亮超巨星。天文學家們傾向以將較暗的超巨星分類到“Ib”，而較明亮的超巨星則分類到“Ia”；紅超巨星也不例外；特別明亮或質量特別高的超巨星會被分類為“0”或“Ia+”，這類的超巨星又被稱為特超巨星。大犬座VY和天鵝座NML就被視為紅特超巨星。一些特別明亮或質量特別高的超巨星會被分類為“0”或“Ia+”，這類的超巨星又被稱為特超巨星。部分處于漸近巨星分支階段的紅巨星的光度達到超巨星的級別，但它們的質量不足以成為超新星，因此它們并不被視為紅超巨星。
形成與演化
紅超巨星是由質量在8M☉到30或40M☉之間的主序星發展而來。質量較高的恒星永遠不會冷卻到足以成為紅超巨星的程度，質量較低的恒星在紅巨星階段形成簡并氦核心，在水平分支上融合氦之前經歷氦閃，沿著漸近巨星演化，同時在簡并碳氧核心周圍的殼層中繼續燃燒氦，然后迅速失去其外層形成具有行星狀星云的伴星。AGB恒星可能會發展出具有超巨星光度等級的光譜，因為它們相對于其較小的質量膨脹到極端尺寸，并且它們的光度可能達到太陽的數萬倍。中間的“超級AGB”恒星，大約為9M☉，可以進行碳聚變，并可能通過氧-核的坍[tān]縮產生電子捕獲超新星。
主序星的核心燃燒氫，質量在10到30或40M☉之間，溫度大約在25000K到32000K之間，光譜類型為早期B，也可能是晚期的O。它們已經是非常明亮的恒星，為10000–100000太陽光度，由于氫的快速CNO循環聚變，它們具有完全對流的核心。與太陽相反，這些熱主序恒星的外層不具有對流性。前紅超巨星主序星會在5-2000萬年后耗盡其核心中的氫，然后在氦核心周圍燃燒一層氫殼，隨后通過膨脹并冷卻形成超巨星，其亮度增加了大約三倍，氦的表面豐度高達40%，但較重元素的富集很少。超巨星繼續冷卻，大多數將迅速穿過造父變星不穩定帶，其中質量最大的超巨星將短暫地成為黃超巨星，他們將達到K級或M級晚期并成為紅超巨星。當恒星正在膨脹或已經成為紅超巨星時，核心中的氦聚變就會順利開始，但表面并不會立即產生任何變化。紅超巨星發展到從表面延伸到核心一半的深層對流區時，其表面會富集氮以及一些較重的元素。紅超巨星的內部結構有時被描繪成像一個洋蔥頭，因為它包含許多在燃燒著不同化學元素的同心層。最輕的元素在溫度最低的外層燃燒，而最重的元素在緊貼著那個呆滯鐵核的內層燃燒。
有一些紅超巨星因為其質量、自轉速度和化學組成影響，會經歷藍色循環，溫度暫時升高，然后返回紅超巨星狀態。有很多紅超巨星不會經歷藍色循環，但也有很多會重復經歷多次。藍色環路的峰值溫度可達10000K。不同恒星產生藍環的確切原因各不相同，但它們總是與氦核心占恒星質量的比例增加并迫使外層更高的質量損失率有關。
紅超巨星的階段很短暫，持續的時間只有數十萬至數百萬年。它們會耗盡核心的氦氣，然后開始燃燒碳，隨著較重元素的融合繼續進行，直到形成鐵核，然后鐵核不可避免地塌縮產生超新星。從碳聚變開始到核心塌陷的時間不過幾千年。在大多數情況下，核心塌縮發生在恒星仍是紅超巨星時，剩余的大量富氫大氣被噴射出來，從而產生II型超新星光譜。噴出氫的不透明度隨著冷卻而降低，這會導致在初始超新星峰值（II-P型超新星的特征），之后亮度下降時間延長。
最明亮的紅超巨星，其金屬豐度接近太陽，預計在其核心塌陷之前會失去大部分外層，因此它們會演化回黃超巨星和發光的藍色變星。此類恒星可能會爆炸為II-L型超新星，其光譜中仍含有氫，但氫含量不足以在其光變曲線中造成延長的亮度平臺。剩余的氫更少的恒星可能會產生罕見的IIb型超新星，其中剩余的氫很少以至于初始II型光譜中的氫譜線褪色為Ib型超新星的外觀。觀測到的II-P型超新星前體的溫度都在3500K到4400K之間，光度都在10000到300000太陽光度之間，其符合較低質量紅超巨星的預期參數。另外，已經觀察到少量II-L型和IIb型超新星的前身，它們的光度都在100000太陽光度左右，溫度高達6000K。這些與質量稍高、質量損失率較高的紅超巨星匹配。目前還沒有已知的超新星前身與最亮的紅超巨星相對應，預計這些超新星在爆炸前會演化為沃爾夫·拉葉星。
性質與特性
光譜與溫度
紅超巨星特點是又冷又大，其表面溫度低于4100K，通常是太陽半徑的幾百到一千倍以上。其光譜類型為K和M，與其他冷恒星相似，主要由金屬和分子帶的吸收線森林組成。其中一些特征用于確定光度等級，例如某些近紅外波段強度和CaII三重態。
質量
雖然大小并不是恒星被指定為超巨星的主要因素，但是一顆明亮的冷巨星很容易比一顆更熱的超巨星更大。例如，武仙座阿爾法星被歸類為半徑在264到303個太陽半徑之間的巨星，而飛馬座Epsilon是一顆半徑僅為185個太陽半徑的K2超巨星。理論上講，紅超巨星的半徑上限約為1500個太陽半徑，超過這個半徑的恒星一般不太穩定或者根本不會形成。
紅超巨星的質量約為10到30或40M☉。質量超過40M☉的主序恒星不會膨脹并冷卻成為紅超巨星。處于可能質量和光度范圍上限的紅超巨星是已知最大的，它們的低表面重力和高光度導致極端的質量損失，比太陽高出數百萬倍，并在恒星周圍產生可觀測的星云。在它們生命結束時，紅超巨星可能已經損失了其初始質量的很大一部分，質量越大的超巨星失去質量的速度就越快，所有紅超巨星在其核心塌陷時似乎都達到了10M☉量級的相似質量，確切的值取決于恒星的初始化學組成及其自轉速度。盡管核心的氫已被完全消耗，紅超巨星的表面豐度仍以氫為主。在質量損失的最后階段，在恒星爆炸之前，表面氦可能會濃縮到與氫相當的水平。在理論上的極端質量損失模型中，可能會損失足夠的氫，導致氦成為表面最豐富的元素。當前紅超巨星離開主序時，表面的氧比碳豐富，而氮比兩者都少，反映了恒星形成時的豐度。由于CNO處理的材料從融合層中被挖出，碳和氧迅速耗盡，氮增加。
振幅與運動
大多數紅超巨星表現出一定程度的視覺變化，但很少有明確的周期或幅度。因此，它們通常被歸類為不規則或半規則變量。它們甚至有自己的子類，SRC和LC分別用于慢速半規則超巨變星和慢速不規則超巨變星。變化通常緩慢且幅度較小，已知幅度高達四個量級。根據分析已知的紅超巨星發現，只有少數恒星顯示出大振幅和強烈的噪音，還顯示頻率的變化，科學家認為紅超巨星生命即將結束時會發生強大恒星風超巨星。比較常見的是幾百天內的同時徑向模式變化以及可能幾千天內的非徑向模式變化。只有少數恒星看起來確實不規則，振幅很小，可能是由于光球粒化造成的。與太陽等恒星相比，紅超巨星光球層包含相對較少數量的大型對流細胞，從而導致表面亮度的變化以及恒星旋轉時可見的亮度變化。紅超巨星周圍的物質常出現脈澤發射。比如水與氧化硅的產生以及發生在狹窄區域的羥基 (OH) 發射。除了對紅超巨星周圍的星周物質進行高分辨率測繪之外，對脈澤的VLBI或VLBA觀測還可用于導出精確的視差和到其源的距離。目前，這主要應用于單個物體，但它可能對分析星系結構和發現其他被遮擋的紅超巨星有用。
觀察到紅超巨星旋轉緩慢。模型表明，即使是快速旋轉的主序星也會因其質量損失而受到制動，從而使紅超巨星幾乎根本不旋轉。紅超巨星參宿四確實具有適度的自轉速度，可能是在達到紅超巨星階段后獲得的，也可能是通過雙星相互作用獲得的。紅超巨星的核心仍在旋轉，并且旋轉速率差異非常大。
觀測與探測
紅超巨星的年齡必然不超過約2500萬年，而如此大質量的恒星預計只會在相對較大的星團中形成，因此預計它們大多出現在突出的星團附近。然而，與恒星生命中的其他階段相比，它們的壽命相當短，并且僅由相對不常見的大質量恒星形成，因此每個星團中通常在任何時候都只有少量的紅超巨星。狼蛛星云中的巨大霍奇301（Hodge 301）星團包含三個。直到21世紀，單個星團中已知的紅超巨星數量最多的是NGC7419星團中的5個。
自2006年以來，在銀河系盾牌-南十字臂底部附近發現了一系列巨大的星團，每個星團都包含多個紅超巨星。紅超巨星團1（RSGC1）包含至少12顆紅超巨星。RSGC2至少包含26顆，是恒星之一，也是已知最大的恒星之一。RSGC3至少包含8顆，RSGC4至少包含8顆紅超巨星。如阿利坎特8也至少包含8個。在這些星團方向的一小片天空區域內，總共發現了80個已確認的紅超巨星。這四個星團似乎是10-2000萬年前在銀心條形近端發生的大規模恒星形成爆發的一部分。在銀條遠端附近也發現了類似的大質量星團，但沒有發現如此大量的紅超巨星。
紅超巨星是罕見的恒星，但它們在很遠的距離處都是可見的，并且通常是可變的，目前，觀測到的紅超巨星有參宿四、金牛座119、盾牌座UY、WOH G64、維斯特盧1-26（Westerlund?1-26）、大犬座VY等，已知在銀河系內最大的四顆紅超巨星是盾牌座UY、仙王座VV、人馬座VX和造父四。
參考資料 >
超巨星.中國大百科全書.2023-12-05
危宿三(Enif).天文學名詞.2023-12-21