Кра́сные гига́нты и сверхгига́нты, звёзды высокой светимости [до 10⁵–10⁶ светимостей Солнца (L_☉)] и низкой эффективной температуры (3000–5000 К). Согласно двумерной Йеркской спектральной классификации, они относятся соответственно к спектральным классам K и M и классам светимости III и I (или 0 в случае наиболее массивных красных сверхгигантов – т. н. гипергигантов). Радиусы красных гигантов достигают сотен радиусов Солнца (R_☉), а красных сверхгигантов – тысяч радиусов Солнца. Красные гиганты и сверхгиганты излучают преимущественно в красной и инфракрасной (ИК) областях спектра. Характерная особенность спектров красных гигантов и сверхгигантов – присутствие линий излучения металлов, линий H и K ионизованного кальция Ca II, линий нейтрального кальция Ca I, молекулярных полос поглощения. К типичным красным гигантам относится Альдебаран (светимость ≈160 L_☉, радиус ≈25 R_☉), к красным сверхгигантам – Бетельгейзе (≈ 7 ∙10⁴ L_☉, ≈ 700 R_☉).

Звёзды в ходе своей эволюции попадают в область диаграммы Герцшпрунга – Рассела, занимаемую красными гигантами и сверхгигантами, в результате расширения их оболочек после выгорания водорода в ядрах (центральных областях). Если звёзды имеют исходный химический состав, близкий к солнечному, то красными гигантами становятся объекты с массами примерно от 1 массы Солнца (M_☉) до (8–10) M_☉. В красные сверхгиганты превращаются звёзды с массами примерно от (8–10) M_☉ до 40 M_☉. Первоначально красные гиганты и сверхгиганты имеют гелиевые ядра, окружённые слоем, в котором происходит термоядерное горение водорода. Когда температура в центре звезды достигает значения около 2 ·10⁸ К, начинается горение гелия. Выгорание гелия приводит к образованию углеродно-кислородных ядер (см. рисунок), окружённых двумя неустойчивыми слоями горения – гелиевым и водородным (т. н. гиганты асимптотической ветви). Вещество в ядрах красных гигантов вырождено.

Для красных гигантов и сверхгигантов характерно интенсивное истечение вещества (звёздный ветер), поток которого может достигать 10^–5–10^–4 M_☉ в год. Звёздный ветер возникает под действием давления излучения, пульсационной неустойчивости, ударных волн в коронах звёзд. Потеря вещества и его охлаждение могут приводить к возникновению огромных газово-пылевых околозвёздных оболочек, полностью поглощающих видимое излучение звёзд. Такие объекты излучают в ИК-диапазоне спектра (OH/IR-звёзды).

Внутреннее строение красного гиганта асимптотической ветви.Внутреннее строение красного гиганта асимптотической ветви.Продукты горения водорода и гелия в слоевых источниках присоединяются к ядру, увеличивая его массу; ядро сжимается, и температура в центре звезды возрастает. Однако у красных гигантов с исходными массами до (8–10) M_☉ потеря вещества приводит к тому, что массы их вырожденных углеродно-кислородных ядер не достигают значения, при котором возможно возгорание углерода, и они превращаются в белые карлики массами ≲1,1 M_☉ (если исходное относительное содержание металлов по массе такое же, как у Солнца), пройдя стадию планетарной туманности. В ядрах более массивных звёзд последовательно выгорают углерод, кислород, неон, магний, кремний, и процесс нуклеосинтеза завершается образованием железных (⁵⁶Fe) ядер массой около (1,5–2) M_☉. Время, которое звёзды проводят на стадии красных гигантов или красных сверхгигантов, составляет около 10 % полного времени их жизни. Эволюция массивных звёзд оканчивается гравитационным коллапсом с образованием нейтронных звёзд или чёрных дыр. Коллапс красных сверхгигантов с химическим составом, близким к солнечному, и c массами, меньшими примерно (35–40) M_☉, проявляется как сверхновые звёзды II типа.

Среди красных гигантов и сверхгигантов наблюдаются переменные звёзды различных типов: мириды, полуправильные переменные и другие с периодами пульсаций от десятков суток до нескольких лет и вариациями блеска до нескольких звёздных величин. Пульсации могут быть как радиальными, так и нерадиальными. На пульсации могут накладываться распространяющиеся в оболочках звёзд ударные волны.

Звёзды с химическим составом, близким к солнечному, и с исходными массами более (35–40) M_☉ не достигают в ходе эволюции стадии красного сверхгиганта, поскольку уже на стадии горения водорода в ядре и в слоевом источнике, окружающем гелиевое ядро, теряют бо́льшую часть водородной оболочки и перемещаются в область диаграммы Герцшпрунга – Рассела, занимаемую горячими звёздами Вольфа – Райе с эффективной температурой 30–100 тыс. К. Звезда может также покинуть область красных гигантов или сверхгигантов и переместиться в область более горячих звёзд, если она входит в состав тесной двойной системы и теряет оболочку в результате заполнения полости Роша. Звёзды Вольфа – Райе заканчивают эволюцию как сверхновые типов Ib и Ic.