Las supergigantes se encuentran entre las estrellas más masivas y luminosas . Las estrellas supergigantes ocupan la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell con magnitudes visuales absolutas entre aproximadamente −3 y −8. El rango de temperatura de las estrellas supergigantes abarca desde aproximadamente 3.400 K hasta más de 20.000 K.
El título de supergigante, aplicado a una estrella, no tiene una definición única y concreta. El término estrella gigante fue acuñado por primera vez por Hertzsprung cuando se hizo evidente que la mayoría de las estrellas se encontraban en dos regiones distintas del diagrama de Hertzsprung-Russell . Una región contenía estrellas más grandes y luminosas de tipos espectrales A a M y recibió el nombre de gigante . [1] Posteriormente, como carecían de paralaje mensurable, se hizo evidente que algunas de estas estrellas eran significativamente más grandes y más luminosas que la mayoría, y surgió el término supergigante , rápidamente adoptado como supergigante . [2] [3] [4]
Las supergigantes con clases espectrales de O a A generalmente se denominan supergigantes azules , [5] [6] las supergigantes con clases espectrales F y G se conocen como supergigantes amarillas , [7] mientras que las de clases espectrales K a M son supergigantes rojas . [8] Otra convención utiliza la temperatura: las supergigantes con temperaturas efectivas inferiores a 4800 K se consideran supergigantes rojas; aquellas con temperaturas entre 4800 y 7500 K son supergigantes amarillas, y aquellas con temperaturas superiores a 7500 K son supergigantes azules. [9] [10] Estos corresponden aproximadamente a los tipos espectrales M y K para las supergigantes rojas, G, F y A tardía para las supergigantes amarillas, y A temprano, B y O para las supergigantes azules.
Las estrellas supergigantes se pueden identificar basándose en sus espectros, con líneas distintivas sensibles a la alta luminosidad y la baja gravedad superficial . [11] [12] En 1897, Antonia C. Maury había dividido las estrellas según el ancho de sus líneas espectrales, y su clase "c" identificaba las estrellas con las líneas más estrechas. Aunque en ese momento no se sabía, estas eran las estrellas más luminosas. [13] En 1943, Morgan y Keenan formalizaron la definición de clases de luminosidad espectral, donde la clase I se refiere a estrellas supergigantes. [14] El mismo sistema de clases de luminosidad MK todavía se utiliza hoy en día, con mejoras basadas en la mayor resolución de los espectros modernos. [15] Las supergigantes se encuentran en todas las clases espectrales, desde jóvenes supergigantes azules de clase O hasta supergigantes rojas de clase M altamente evolucionadas . Debido a que están agrandadas en comparación con las estrellas de la secuencia principal y gigantes del mismo tipo espectral, tienen gravedades superficiales más bajas y se pueden observar cambios en sus perfiles de línea. Las supergigantes también son estrellas evolucionadas con niveles más altos de elementos pesados que las estrellas de la secuencia principal. Esta es la base del sistema de luminosidad MK , que asigna estrellas a clases de luminosidad simplemente a partir de la observación de sus espectros.
Además de los cambios de línea debido a la baja gravedad superficial y los productos de fusión, las estrellas más luminosas tienen altas tasas de pérdida de masa y nubes resultantes de materiales circunestelares expulsados que pueden producir líneas de emisión , perfiles P Cygni o líneas prohibidas . El sistema MK asigna estrellas a clases de luminosidad: Ib para supergigantes; Ia para supergigantes luminosas; y 0 (cero) o Ia + para hipergigantes. En realidad, hay mucho más continuo que bandas bien definidas para estas clasificaciones, y clasificaciones como Iab se utilizan para supergigantes de luminosidad intermedia. Los espectros supergigantes frecuentemente se anotan para indicar peculiaridades espectrales , por ejemplo B2 Iae o F5 Ipec .
Las supergigantes también pueden definirse como una fase específica en la historia evolutiva de determinadas estrellas. Las estrellas con masas iniciales superiores a 8-10 M ☉ inician rápida y suavemente la fusión del núcleo de helio después de haber agotado su hidrógeno, y continúan fusionando elementos más pesados después del agotamiento del helio hasta que desarrollan un núcleo de hierro, momento en el cual el núcleo colapsa para producir un tipo II. supernova . Una vez que estas estrellas masivas abandonan la secuencia principal, sus atmósferas se inflan y se las describe como supergigantes. Las estrellas inicialmente de menos de 10 M ☉ nunca formarán un núcleo de hierro y, en términos evolutivos, no se convierten en supergigantes, aunque pueden alcanzar luminosidades miles de veces superiores a las del sol. No pueden fusionar carbono y elementos más pesados después de que se agota el helio, por lo que eventualmente pierden sus capas externas, dejando el núcleo de una enana blanca . La fase en la que estas estrellas tienen capas que queman hidrógeno y helio se conoce como rama gigante asintótica (AGB), a medida que las estrellas se vuelven gradualmente estrellas de clase M cada vez más luminosas. Las estrellas de 8-10 M ☉ pueden fusionar suficiente carbono en el AGB para producir un núcleo de oxígeno-neón y una supernova de captura de electrones , pero los astrofísicos las clasifican como estrellas súper-AGB en lugar de supergigantes. [dieciséis]
Hay varias categorías de estrellas evolucionadas que no son supergigantes en términos evolutivos pero que pueden mostrar características espectrales de supergigantes o tener luminosidades comparables a las de las supergigantes.
Las estrellas de rama gigante asintótica (AGB) y post-AGB son gigantes rojas de menor masa altamente evolucionadas con luminosidades que pueden ser comparables a las supergigantes rojas más masivas, pero debido a su baja masa, se encuentran en una etapa diferente de desarrollo (capa de helio). ardiendo), y sus vidas terminan de manera diferente ( nebulosa planetaria y enana blanca en lugar de supernova), los astrofísicos prefieren mantenerlas separadas. La línea divisoria se vuelve borrosa alrededor de 7-10 M ☉ (o hasta 12 M ☉ en algunos modelos [17] ), donde las estrellas comienzan a experimentar una fusión limitada de elementos más pesados que el helio. Los especialistas que estudian estas estrellas suelen denominarlas superestrellas AGB, ya que tienen muchas propiedades en común con las AGB, como las pulsaciones térmicas. Otros las describen como supergigantes de baja masa, ya que empiezan a quemar elementos más pesados que el helio y pueden explotar como supernovas. [18] Muchas estrellas post-AGB reciben tipos espectrales con clases de luminosidad supergigantes. Por ejemplo, RV Tauri tiene una clase de luminosidad Ia ( supergigante brillante ) a pesar de ser menos masivo que el sol. Algunas estrellas AGB también reciben una clase de luminosidad supergigante, en particular las variables W Virginis, como la propia W Virginis, estrellas que ejecutan un bucle azul provocado por pulsaciones térmicas . Un número muy pequeño de variables Mira y otras estrellas AGB tardías tienen clases de luminosidad supergigantes, por ejemplo α Herculis .
Las variables cefeidas clásicas suelen tener clases de luminosidad supergigantes, aunque sólo las más luminosas y masivas desarrollarán un núcleo de hierro. La mayoría de ellas son estrellas de masa intermedia que fusionan helio en sus núcleos y eventualmente pasarán a la rama gigante asintótica. El propio δ Cephei es un ejemplo con una luminosidad de 2000 L ☉ y una masa de 4,5 M ☉ .
Las estrellas Wolf-Rayet también son estrellas evolucionadas luminosas de gran masa, más calientes que la mayoría de las supergigantes y más pequeñas, visualmente menos brillantes pero a menudo más luminosas debido a sus altas temperaturas. Tienen espectros dominados por helio y otros elementos más pesados, y normalmente muestran poco o nada de hidrógeno, lo que es una pista de su naturaleza como estrellas incluso más evolucionadas que las supergigantes. Así como las estrellas AGB se encuentran casi en la misma región del diagrama HR que las supergigantes rojas, las estrellas Wolf-Rayet pueden ocurrir en la misma región del diagrama HR que las supergigantes azules y las estrellas de la secuencia principal más calientes.
Las estrellas más masivas y luminosas de la secuencia principal son casi indistinguibles de las supergigantes en las que evolucionan rápidamente. Tienen temperaturas casi idénticas y luminosidades muy similares, y sólo los análisis más detallados pueden distinguir las características espectrales que muestran que han evolucionado desde la estrecha secuencia principal temprana de tipo O hacia el área cercana de las primeras supergigantes de tipo O. Estas primeras supergigantes de tipo O comparten muchas características con las estrellas WNLh Wolf-Rayet y, a veces, se las designa como estrellas de barra , intermedias entre los dos tipos.
Las estrellas variables luminosas azules (LBV) se encuentran en la misma región del diagrama HR que las supergigantes azules, pero generalmente se clasifican por separado. Son estrellas evolucionadas, expandidas, masivas y luminosas, a menudo hipergigantes, pero tienen una variabilidad espectral muy específica, que desafía la asignación de un tipo espectral estándar. Los LBV observados sólo en un momento particular o durante un período de tiempo en el que son estables pueden designarse simplemente como supergigantes calientes o como LBV candidatos debido a su luminosidad.
Las hipergigantes se tratan con frecuencia como una categoría de estrella diferente a la de las supergigantes, aunque en todos los aspectos importantes son simplemente una categoría más luminosa de supergigantes. Son estrellas evolucionadas, expandidas, masivas y luminosas como supergigantes, pero en el extremo más masivo y luminoso, y con particulares propiedades adicionales de sufrir una gran pérdida de masa debido a sus extremas luminosidades e inestabilidad. Generalmente sólo las supergigantes más evolucionadas muestran propiedades hipergigantes, ya que su inestabilidad aumenta después de una gran pérdida de masa y cierto aumento de luminosidad.
Algunas estrellas B[e] son supergigantes, aunque otras estrellas B[e] claramente no lo son. Algunos investigadores distinguen los objetos B[e] como separados de las supergigantes, mientras que los investigadores prefieren definir las estrellas B[e] evolucionadas masivas como un subgrupo de supergigantes. Esto último se ha vuelto más común al comprender que el fenómeno B[e] surge por separado en varios tipos distintos de estrellas, incluidas algunas que claramente son solo una fase en la vida de las supergigantes.
Las supergigantes tienen masas de 8 a 12 veces la del Sol ( M ☉ ) hacia arriba, y luminosidades de aproximadamente 1000 a más de un millón de veces la del Sol ( L ☉ ). Varían mucho en radio , normalmente de 30 a 500, o incluso más de 1.000 radios solares ( R ☉ ). Son lo suficientemente masivos como para comenzar a quemar suavemente el núcleo de helio antes de que el núcleo se degenere, sin un destello y sin las fuertes excavaciones que experimentan las estrellas de menor masa. Luego encienden sucesivamente elementos más pesados, generalmente hasta llegar al hierro. Además, debido a su gran masa, están destinados a explotar como supernovas .
La ley de Stefan-Boltzmann dicta que las superficies relativamente frías de las supergigantes rojas irradian mucha menos energía por unidad de área que las de las supergigantes azules ; por tanto, para una luminosidad determinada, las supergigantes rojas son más grandes que sus homólogas azules. La presión de radiación limita las supergigantes frías más grandes a alrededor de 1500 R ☉ y las supergigantes calientes más masivas a alrededor de un millón de L ☉ ( M bol alrededor de −10). [8] Las estrellas cercanas y ocasionalmente más allá de estos límites se vuelven inestables, pulsan y experimentan una rápida pérdida de masa.
La clase de luminosidad de las supergigantes se asigna en función de características espectrales que son en gran medida una medida de la gravedad superficial, aunque estas estrellas también se ven afectadas por otras propiedades como la microturbulencia . Las supergigantes suelen tener gravedades superficiales de alrededor de log(g) 2,0 cgs e inferiores, aunque los gigantes brillantes (clase de luminosidad II) tienen gravedades superficiales estadísticamente muy similares a las de las supergigantes Ib normales. [19] Las supergigantes frías y luminosas tienen gravedades superficiales más bajas, y las estrellas más luminosas (e inestables) tienen log(g) alrededor de cero. [8] Las supergigantes más calientes, incluso las más luminosas, tienen gravedades superficiales alrededor de uno, debido a sus masas más altas y radios más pequeños. [20]
Hay estrellas supergigantes en todas las clases espectrales principales y en todo el rango de temperaturas, desde estrellas de clase M media a alrededor de 3.400 K hasta las estrellas de clase O más calientes a más de 40.000 K. Las supergigantes generalmente no se encuentran más frías que la clase M media. En teoría, esto es lo que se espera, ya que serían catastróficamente inestables; sin embargo, existen posibles excepciones entre estrellas extremas como VX Sagittarii . [8]
Aunque existen supergigantes en todas las clases desde O hasta M, la mayoría son de tipo espectral B (supergigantes azules), más que en todas las demás clases espectrales combinadas. Un grupo mucho más pequeño está formado por supergigantes de tipo G de muy baja luminosidad, estrellas de masa intermedia que queman helio en sus núcleos antes de alcanzar la rama gigante asintótica . Un grupo distinto está formado por supergigantes de alta luminosidad en B temprano (B0-2) y O muy tardío (O9.5), más comunes incluso que las estrellas de la secuencia principal de esos tipos espectrales. [21] El número de supergigantes azules posteriores a la secuencia principal es mayor que el esperado a partir de los modelos teóricos, lo que lleva al "problema de las supergigantes azules". [22]
El número relativo de supergigantes azules, amarillas y rojas es un indicador de la velocidad de la evolución estelar y se utiliza como una poderosa prueba de los modelos de evolución de estrellas masivas. [23]
Las supergigantes se encuentran más o menos en una banda horizontal que ocupa toda la parte superior del diagrama HR, pero existen algunas variaciones en los diferentes tipos espectrales. Estas variaciones se deben en parte a diferentes métodos para asignar clases de luminosidad a diferentes tipos espectrales y en parte a diferencias físicas reales en las estrellas.
La luminosidad bolométrica de una estrella refleja su producción total de radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. Para estrellas muy calientes y muy frías, la luminosidad bolométrica es dramáticamente mayor que la luminosidad visual, a veces varias magnitudes o un factor de cinco o más. Esta corrección bolométrica es de aproximadamente una magnitud para las estrellas B medias, K tardías y M tempranas, aumentando a tres magnitudes (un factor de 15) para las estrellas O y M medias.
Todas las supergigantes son más grandes y luminosas que las estrellas de la secuencia principal de la misma temperatura. Esto significa que las supergigantes calientes se encuentran en una banda relativamente estrecha por encima de las estrellas brillantes de la secuencia principal. Una estrella de secuencia principal B0 tiene una magnitud absoluta de aproximadamente −5, lo que significa que todas las supergigantes B0 son significativamente más brillantes que la magnitud absoluta −5. Las luminosidades bolométricas incluso de las supergigantes azules más débiles son decenas de miles de veces la del Sol ( L ☉ ). Las más brillantes pueden superar el millón de L☉ y , a menudo, son inestables, como las variables α Cygni y las variables azules luminosas .
Las supergigantes más calientes con tipos espectrales O temprano se encuentran en un rango extremadamente estrecho de luminosidades por encima de la secuencia principal O temprana altamente luminosa y las estrellas gigantes. No se clasifican por separado en supergigantes normales (Ib) y luminosas (Ia), aunque comúnmente tienen otros modificadores de tipo espectral como "f" para la emisión de nitrógeno y helio (por ejemplo, O2 If para HD 93129A ). [24]
Las supergigantes amarillas pueden ser considerablemente más débiles que la magnitud absoluta −5, con algunos ejemplos alrededor de −2 (por ejemplo, 14 Persei ). Con correcciones bolométricas cercanas a cero, es posible que sólo sean unos pocos cientos de veces la luminosidad del sol. Sin embargo, no se trata de estrellas masivas; en cambio, son estrellas de masa intermedia que tienen gravedades superficiales particularmente bajas, a menudo debido a inestabilidades como las pulsaciones de las Cefeidas . El hecho de que estas estrellas de masa intermedia se clasifiquen como supergigantes durante una fase relativamente duradera de su evolución explica la gran cantidad de supergigantes amarillas de baja luminosidad. Las estrellas amarillas más luminosas, las hipergigantes amarillas , se encuentran entre las estrellas visualmente más brillantes, con magnitudes absolutas de alrededor de −9, aunque todavía menos de un millón de L ☉ .
Existe un fuerte límite superior para la luminosidad de las supergigantes rojas en alrededor de medio millón de L ☉ . Las estrellas que serían más brillantes que esto arrojan sus capas externas tan rápidamente que siguen siendo supergigantes calientes después de abandonar la secuencia principal. La mayoría de las supergigantes rojas eran estrellas de secuencia principal de 10-15 M ☉ y ahora tienen luminosidades inferiores a 100.000 L ☉ , y hay muy pocas estrellas brillantes de clase supergigante (Ia) M. [21] Las estrellas menos luminosas clasificadas como supergigantes rojas son algunas de las estrellas AGB y post-AGB más brillantes, estrellas de baja masa altamente expandidas e inestables como las variables RV Tauri . A la mayoría de las estrellas AGB se les asignan clases de luminosidad gigantes o gigantes brillantes, pero las estrellas particularmente inestables como las variables W Virginis pueden recibir una clasificación supergigante (por ejemplo, la propia W Virginis ). Las supergigantes rojas más débiles tienen una magnitud absoluta de -3.
Si bien la mayoría de las supergigantes, como las variables Alpha Cygni , las variables semirregulares y las variables irregulares, muestran cierto grado de variabilidad fotométrica, ciertos tipos de variables entre las supergigantes están bien definidas. La franja de inestabilidad atraviesa la región de las supergigantes, y concretamente muchas supergigantes amarillas son variables Cefeidas Clásicas . La misma región de inestabilidad se extiende para incluir las hipergigantes amarillas aún más luminosas , una clase de supergigantes luminosas extremadamente rara y de corta duración. Muchas variables R Coronae Borealis , aunque no todas, son supergigantes amarillas , pero esta variabilidad se debe a su inusual composición química más que a una inestabilidad física.
Otros tipos de estrellas variables, como las variables RV Tauri y las variables PV Telescopii, a menudo se describen como supergigantes. A las estrellas RV Tau se les asignan con frecuencia tipos espectrales con una clase de luminosidad supergigante debido a su baja gravedad superficial, y se encuentran entre las más luminosas de las estrellas AGB y post-AGB, con masas similares a las del sol; Asimismo, las variables PV Tel, aún más raras, a menudo se clasifican como supergigantes, pero tienen luminosidades más bajas que las supergigantes y espectros B [e] peculiares extremadamente deficientes en hidrógeno. Posiblemente también sean objetos post-AGB o estrellas AGB "renacidas de nuevo".
Los LBV son variables con múltiples períodos semirregulares y erupciones menos predecibles y estallidos gigantes. Generalmente son supergigantes o hipergigantes, ocasionalmente con espectros de Wolf-Rayet: estrellas evolucionadas, masivas y extremadamente luminosas con capas externas expandidas, pero son tan distintivas e inusuales que a menudo se las trata como una categoría separada sin denominarlas supergigantes ni asignarlas. un tipo espectral supergigante. A menudo, su tipo espectral se denominará simplemente "LBV" porque tienen características espectrales peculiares y muy variables, con temperaturas que varían desde aproximadamente 8.000 K en estallido hasta 20.000 K o más cuando están "inactivos".
La abundancia de diversos elementos en la superficie de las supergigantes es diferente de la de las estrellas menos luminosas. Las supergigantes son estrellas evolucionadas y pueden haber experimentado la convección de productos de fusión hacia la superficie.
Las supergigantes frías muestran un aumento de helio y nitrógeno en la superficie debido a la convección de estos productos de fusión a la superficie durante la secuencia principal de estrellas muy masivas, a los dragados durante la quema de cáscaras y a la pérdida de las capas externas de la estrella. El helio se forma en el núcleo y la capa mediante la fusión de hidrógeno y nitrógeno que se acumula en relación con el carbono y el oxígeno durante la fusión del ciclo CNO . Al mismo tiempo, se reduce la abundancia de carbono y oxígeno. [25] Las supergigantes rojas se pueden distinguir de las estrellas AGB luminosas pero menos masivas por sustancias químicas inusuales en la superficie, la mejora del carbono de terceros dragados profundos, así como el carbono-13, el litio y los elementos del proceso s . Las estrellas AGB de fase tardía pueden enriquecerse mucho con oxígeno y producir máseres OH . [26]
Las supergigantes más calientes muestran diferentes niveles de enriquecimiento de nitrógeno. Esto puede deberse a diferentes niveles de mezcla en la secuencia principal debido a la rotación o porque algunas supergigantes azules han evolucionado recientemente a partir de la secuencia principal, mientras que otras han pasado previamente por una fase de supergigante roja. Las estrellas supergigantes post-rojas tienen un nivel generalmente más alto de nitrógeno en relación con el carbono debido a la convección del material procesado con CNO a la superficie y la pérdida total de las capas externas. La mejora de la superficie del helio también es más fuerte en las supergigantes post-rojas, que representan más de un tercio de la atmósfera. [27] [28]
Las estrellas de tipo O de la secuencia principal y las más masivas de las estrellas azul-blancas de tipo B se convierten en supergigantes. Debido a sus masas extremas, tienen una esperanza de vida corta, entre 30 millones de años y unos pocos cientos de miles de años. [29] Se observan principalmente en estructuras galácticas jóvenes, como cúmulos abiertos , brazos de galaxias espirales y galaxias irregulares . Son menos abundantes en los bulbos de galaxias espirales y rara vez se observan en galaxias elípticas o cúmulos globulares , que están compuestos principalmente por estrellas viejas.
Las supergigantes se desarrollan cuando las estrellas masivas de la secuencia principal se quedan sin hidrógeno en sus núcleos, momento en el que comienzan a expandirse, al igual que las estrellas de menor masa. Sin embargo, a diferencia de las estrellas de menor masa, comienzan a fusionar helio en el núcleo suavemente y poco después de agotar su hidrógeno. Esto significa que no aumentan su luminosidad tan dramáticamente como las estrellas de menor masa y progresan casi horizontalmente a lo largo del diagrama HR para convertirse en supergigantes rojas. También a diferencia de las estrellas de menor masa, las supergigantes rojas son lo suficientemente masivas como para fusionar elementos más pesados que el helio, por lo que no expulsan sus atmósferas como nebulosas planetarias después de un período de quema de capas de hidrógeno y helio; en cambio, continúan quemando elementos más pesados en sus núcleos hasta que colapsan. No pueden perder suficiente masa para formar una enana blanca, por lo que dejarán atrás una estrella de neutrones o un remanente de agujero negro, generalmente después de una explosión de supernova por colapso del núcleo.
Las estrellas con una masa superior a unos 40 M ☉ no pueden expandirse hasta convertirse en una supergigante roja. Debido a que se queman demasiado rápido y pierden sus capas externas demasiado rápido, alcanzan la etapa de supergigante azul , o quizás de hipergigante amarilla, antes de regresar para convertirse en estrellas más calientes. Las estrellas más masivas, por encima de unos 100 M ☉ , apenas se mueven de su posición como estrellas O de la secuencia principal. Estos convectan tan eficientemente que mezclan hidrógeno desde la superficie hasta el núcleo. Continúan fusionando hidrógeno hasta que se agota casi por completo en toda la estrella, luego evolucionan rápidamente a través de una serie de etapas de estrellas igualmente calientes y luminosas: supergigantes, estrellas de corte, estrellas WNh-, WN- y posiblemente estrellas de tipo WC o WO. . Se espera que exploten como supernovas, pero no está claro hasta qué punto evolucionarán antes de que esto suceda. La existencia de estas supergigantes que todavía queman hidrógeno en sus núcleos puede requerir una definición un poco más compleja de supergigante: una estrella masiva con mayor tamaño y luminosidad debido a la acumulación de productos de fusión, pero aún con algo de hidrógeno restante. [30]
Se cree que las primeras estrellas del universo eran considerablemente más brillantes y masivas que las estrellas del universo moderno. Como parte de la población teorizada III de estrellas, su existencia es necesaria para explicar las observaciones de elementos distintos del hidrógeno y el helio en los quásares . Posiblemente más grandes y luminosas que cualquier supergigante conocida hoy en día, su estructura era bastante diferente, con convección reducida y menor pérdida de masa. Es probable que sus muy cortas vidas hayan terminado en una violenta fotodesintegración o en supernovas con inestabilidad de pares.
Se cree que la mayoría de los progenitores de supernovas de tipo II son supergigantes rojas, mientras que las supernovas de tipo Ib/c, menos comunes, son producidas por estrellas Wolf-Rayet más calientes que han perdido por completo una mayor parte de su atmósfera de hidrógeno. [31] Casi por definición, los supergigantes están destinados a acabar con sus vidas de forma violenta. Las estrellas lo suficientemente grandes como para comenzar a fusionar elementos más pesados que el helio no parecen tener forma de perder suficiente masa para evitar un colapso catastrófico del núcleo, aunque algunas pueden colapsar, casi sin dejar rastro, en sus propios agujeros negros centrales.
Sin embargo, se ha demostrado que los modelos simples de "cebolla" que muestran supergigantes rojas que inevitablemente se desarrollan hasta convertirse en un núcleo de hierro y luego explotan son demasiado simplistas. El progenitor de la inusual supernova de tipo II 1987A fue una supergigante azul , [32] que se cree que ya pasó por la fase de supergigante roja de su vida, y ahora se sabe que esto está lejos de ser una situación excepcional. Gran parte de la investigación se centra ahora en cómo las supergigantes azules pueden explotar como supernova y cuándo las supergigantes rojas pueden sobrevivir para convertirse nuevamente en supergigantes más calientes. [33]
Las supergigantes son estrellas raras y de vida corta, pero su alta luminosidad significa que hay muchos ejemplos a simple vista, incluidas algunas de las estrellas más brillantes del cielo. Rigel , la estrella más brillante de la constelación de Orión, es una típica supergigante azul-blanca; las tres estrellas del cinturón de Orión son todas supergigantes azules; Deneb es la estrella más brillante de Cygnus , otra supergigante azul; y Delta Cephei (en sí misma el prototipo) y Polaris son variables cefeidas y supergigantes amarillas. Antares y VV Cephei A son supergigantes rojas . μ Cephei es considerada una hipergigante roja debido a su gran luminosidad y es una de las estrellas más rojas visibles a simple vista y una de las más grandes de la galaxia. Rho Cassiopeiae , una hipergigante amarilla variable, es una de las estrellas más luminosas a simple vista. Betelgeuse es una supergigante roja que pudo haber sido una supergigante amarilla en la antigüedad [34] y la segunda estrella más brillante de la constelación de Orión .
