Las supergigantes se encuentran entre las estrellas más masivas y luminosas . Ocupan la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell, con magnitudes visuales absolutas de entre −3 y −8. El rango de temperatura de las estrellas supergigantes va desde unos 3.400 K hasta más de 20.000 K.
El término supergigante, aplicado a una estrella, no tiene una única definición 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 cualquier paralaje medible, se hizo evidente que algunas de estas estrellas eran significativamente más grandes y luminosas que el resto, y surgió el término supergigante , rápidamente adoptado como supergigante . [2] [3] [4]
Las supergigantes con clases espectrales de O a A se denominan típicamente supergigantes azules , [5] [6] [7] las supergigantes con clases espectrales F y G se denominan supergigantes amarillas , [8] mientras que las de clases espectrales K a M son supergigantes rojas . [9] Otra convención utiliza la temperatura: las supergigantes con temperaturas efectivas por debajo de 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. [10] [11] Estas corresponden aproximadamente a los tipos espectrales M y K para las supergigantes rojas, G, F y A tardía para las supergigantes amarillas, y A temprana, B y O para las supergigantes azules.
Las estrellas supergigantes pueden identificarse en base a sus espectros, con líneas distintivas sensibles a alta luminosidad y baja gravedad superficial . [12] [13] En 1897, Antonia C. Maury había dividido las estrellas en base a los anchos de sus líneas espectrales, con su clase "c" identificando estrellas con las líneas más estrechas. Aunque no se sabía en ese momento, estas eran las estrellas más luminosas. [14] En 1943, Morgan y Keenan formalizaron la definición de clases de luminosidad espectral, con la clase I refiriéndose a las estrellas supergigantes. [15] El mismo sistema de clases de luminosidad MK todavía se usa hoy, con refinamientos basados en la mayor resolución de los espectros modernos. [16] Las supergigantes ocurren en cada clase espectral, desde las jóvenes supergigantes azules de clase O hasta las supergigantes rojas de clase M altamente evolucionadas . Debido a que están agrandadas en comparación con las estrellas de secuencia principal y gigantes del mismo tipo espectral, tienen gravedades superficiales más bajas y se pueden observar cambios en los perfiles de sus líneas. 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 clases de luminosidad a las estrellas 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 de un continuo que bandas bien definidas para estas clasificaciones, y clasificaciones como Iab se utilizan para supergigantes de luminosidad intermedia. Los espectros de supergigantes se anotan con frecuencia 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 ciertas estrellas. Las estrellas con masas iniciales superiores a 8-10 M ☉ inician de forma rápida y suave 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 que el núcleo colapsa para producir una supernova de tipo II . Una vez que estas estrellas masivas abandonan la secuencia principal, sus atmósferas se inflan y se las describe como supergigantes. Las estrellas inicialmente inferiores a 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 la del Sol. No pueden fusionar carbono y elementos más pesados después de que se agote el helio, por lo que finalmente pierden sus capas externas, dejando el núcleo de una enana blanca . La fase en la que estas estrellas tienen capas de combustión de hidrógeno y helio se conoce como rama asintótica gigante (AGB), ya que las estrellas se convierten gradualmente en estrellas de clase M cada vez más luminosas. Las estrellas de 8-10 M ☉ pueden fusionar suficiente carbono en la AGB para producir un núcleo de oxígeno y neón y una supernova de captura de electrones , pero los astrofísicos las clasifican como estrellas súper-AGB en lugar de supergigantes. [17]
Hay varias categorías de estrellas evolucionadas que no son supergigantes en términos evolutivos, pero que pueden mostrar características espectrales supergigantes o tener luminosidades comparables a las supergigantes.
Las estrellas de la rama asintótica de gigantes (AGB) y las estrellas 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, al estar en una etapa diferente de desarrollo (quema de la capa de helio) y a que sus vidas terminan de una 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 tan alto como 12 M ☉ en algunos modelos [18] ) donde las estrellas comienzan a experimentar una fusión limitada de elementos más pesados que el helio. Los especialistas que estudian estas estrellas a menudo se refieren a ellas como estrellas súper AGB, ya que tienen muchas propiedades en común con las AGB, como el pulso térmico. Otros las describen como supergigantes de baja masa, ya que comienzan a quemar elementos más pesados que el helio y pueden explotar como supernovas. [19] 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 masiva que el Sol. Algunas estrellas AGB también reciben una clase de luminosidad supergigante, sobre todo las variables W Virginis como la propia W Virginis, estrellas que están ejecutando un bucle azul desencadenado por pulsos térmicos . 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 solo las más luminosas y masivas llegan a desarrollar un núcleo de hierro. La mayoría de ellas son estrellas de masa intermedia que fusionan helio en sus núcleos y acaban pasando a la rama gigante asintótica. La propia 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 generalmente muestran poco o nada de hidrógeno, lo que es una pista de su naturaleza como estrellas aún 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 encontrarse en la misma región del diagrama HR que las supergigantes azules más calientes y las estrellas de la secuencia principal.
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 solo 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 supergigantes tempranas de tipo O. Estas supergigantes tempranas de tipo O comparten muchas características con las estrellas Wolf-Rayet WNLh y a veces se las designa como estrellas slash , intermedias entre los dos tipos.
Las estrellas variables azules luminosas (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. Las LBV observadas solo en un momento particular o durante un período de tiempo en el que son estables, pueden simplemente designarse como supergigantes calientes o como LBV candidatas debido a su luminosidad.
Las hipergigantes se consideran con frecuencia una categoría de estrellas diferente 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 las supergigantes, pero en el extremo más masivo y luminoso, y con propiedades adicionales particulares de sufrir una gran pérdida de masa debido a su extrema luminosidad e inestabilidad. Generalmente, solo las supergigantes más evolucionadas muestran propiedades hipergigantes, ya que su inestabilidad aumenta después de una gran pérdida de masa y un cierto aumento de luminosidad.
Algunas estrellas B[e] son supergigantes, aunque otras claramente no lo son. Algunos investigadores distinguen los objetos B[e] de las supergigantes, mientras que otros prefieren definir las estrellas B[e] masivas evolucionadas como un subgrupo de las supergigantes. Esto último se ha vuelto más común con la comprensión de que el fenómeno B[e] surge por separado en varios tipos distintos de estrellas, incluidas algunas que son claramente solo una fase en la vida de las supergigantes.
Las supergigantes tienen masas que van desde 8 a 12 veces la del Sol ( M☉ ) hacia arriba, y luminosidades que van desde aproximadamente 1.000 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 masivas como para comenzar a quemar suavemente el núcleo de helio antes de que el núcleo se degenere, sin un destello y sin los fuertes dragados que experimentan las estrellas de menor masa. Continúan encendiendo sucesivamente elementos más pesados, normalmente hasta el hierro. También debido a sus altas masas, están destinadas 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 lo tanto, para una luminosidad dada, las supergigantes rojas son más grandes que sus contrapartes azules. La presión de radiación limita a las supergigantes frías más grandes a alrededor de 1.500 R ☉ y las supergigantes calientes más masivas a alrededor de un millón de L ☉ ( M bol alrededor de −10). [9] 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 base a características espectrales que son en gran medida una medida de la gravedad superficial, aunque dichas 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 y menores, aunque las gigantes brillantes (clase de luminosidad II) tienen gravedades superficiales estadísticamente muy similares a las supergigantes Ib normales. [20] Las supergigantes luminosas frías tienen gravedades superficiales menores, y las estrellas más luminosas (e inestables) tienen log(g) alrededor de cero. [9] Las supergigantes más calientes, incluso las más luminosas, tienen gravedades superficiales alrededor de uno, debido a sus masas más altas y radios más pequeños. [21]
Existen estrellas supergigantes en todas las clases espectrales principales y en todo el rango de temperaturas, desde las estrellas de clase M media, en torno a los 3400 K, hasta las estrellas de clase O más calientes, por encima de los 40 000 K. Las supergigantes no suelen encontrarse a temperaturas más frías que la clase M media. Esto es de esperar en teoría, ya que serían catastróficamente inestables; sin embargo, existen posibles excepciones entre las estrellas extremas, como VX Sagittarii . [9]
Aunque existen supergigantes de 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 de tipo B temprano (B0-2) y de tipo O muy tardío (O9.5), más comunes incluso que las estrellas de secuencia principal de esos tipos espectrales. [22] El número de supergigantes azules posteriores a la secuencia principal es mayor que el esperado a partir de los modelos teóricos, lo que conduce al "problema de las supergigantes azules". [23]
El número relativo de supergigantes azules, amarillas y rojas es un indicador de la velocidad de la evolución estelar y se utiliza como una prueba poderosa de los modelos de la evolución de estrellas masivas. [24]
Las supergigantes se encuentran más o menos en una banda horizontal que ocupa toda la parte superior del diagrama HR, pero hay algunas variaciones en los diferentes tipos espectrales. Estas variaciones se deben en parte a los diferentes métodos para asignar clases de luminosidad en los diferentes tipos espectrales y en parte a las diferencias físicas reales en las estrellas.
La luminosidad bolométrica de una estrella refleja su emisión total de radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. En el caso de estrellas muy calientes y muy frías, la luminosidad bolométrica es considerablemente 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 de la fase B media, la fase K tardía y la fase M temprana, y aumenta a tres magnitudes (un factor de 15) para las estrellas de la fase O y la fase M media.
Todas las supergigantes son más grandes y luminosas que las estrellas de 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 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 de incluso las supergigantes azules más débiles son decenas de miles de veces la del sol ( L ☉ ). Las más brillantes pueden ser de más de un 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 tempranos se encuentran en un rango extremadamente estrecho de luminosidades por encima de las altamente luminosas estrellas gigantes y de la secuencia principal O temprana. 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 ). [25]
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 alrededor de cero, pueden tener solo unos pocos cientos de veces la luminosidad del Sol. Sin embargo, no son estrellas masivas; en cambio, son estrellas de masa intermedia que tienen gravedades superficiales particularmente bajas, a menudo debido a la inestabilidad, 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 alrededor de −9, aunque todavía menos de un millón de L ☉ .
Existe un límite superior fuerte para la luminosidad de las supergigantes rojas en alrededor de medio millón de L ☉ . Las estrellas que serían más brillantes que esto se despojan de sus capas externas tan rápidamente que siguen siendo supergigantes calientes después de dejar la secuencia principal. La mayoría de las supergigantes rojas eran estrellas de secuencia principal de 10-15 M ☉ y ahora tienen luminosidades por debajo de 100.000 L ☉ , y hay muy pocas estrellas supergigantes brillantes de clase M (Ia). [22] 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 dan clases de luminosidad gigantes o gigantes brillantes, pero a las estrellas particularmente inestables como las variables W Virginis se les puede dar una clasificación supergigante (por ejemplo, la propia W Virginis ). Las supergigantes rojas más débiles están alrededor de la magnitud absoluta −3.
Aunque 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 definidos. La franja de inestabilidad cruza la región de las supergigantes y, específicamente, muchas supergigantes amarillas son variables cefeidas clásicas . La misma región de inestabilidad se extiende para incluir las hipergigantes amarillas aún más luminosas , una clase extremadamente rara y de corta duración de supergigantes luminosas. Muchas variables R Coronae Borealis , aunque no todas, son supergigantes amarillas , pero esta variabilidad se debe a su composición química inusual en lugar de a una inestabilidad física.
Otros tipos de estrellas variables, como las variables RV Tauri y PV Telescopii, se suelen describir 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 estrellas AGB y post-AGB más luminosas, con masas similares a la del Sol; de la misma manera, las variables PV Tel, aún más raras, se suelen clasificar como supergigantes, pero tienen luminosidades inferiores a las supergigantes y espectros B[e] peculiares extremadamente deficientes en hidrógeno. Posiblemente también sean objetos post-AGB o estrellas AGB "renacidas".
Las LBV son estrellas variables con múltiples períodos semirregulares y erupciones y estallidos gigantes menos predecibles. Suelen ser supergigantes o hipergigantes, ocasionalmente con espectros 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 que se las mencione como supergigantes ni se les asigne un tipo espectral de supergigante. A menudo, su tipo espectral se asignará simplemente como "LBV" porque tienen características espectrales peculiares y altamente variables, con temperaturas que varían desde aproximadamente 8000 K en estallido hasta 20 000 K o más cuando están "en reposo".
La abundancia de diversos elementos en la superficie de las supergigantes es diferente a la de las estrellas menos luminosas. Las supergigantes son estrellas evolucionadas y es posible que hayan experimentado convección de productos de fusión hacia la superficie.
Las supergigantes frías muestran una mayor concentración de helio y nitrógeno en la superficie debido a la convección de estos productos de fusión hacia la superficie durante la secuencia principal de estrellas muy masivas, a los dragados durante la quema de la capa y a la pérdida de las capas externas de la estrella. El helio se forma en el núcleo y la capa por 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 reducen las abundancias de carbono y oxígeno. [26] Las supergigantes rojas se pueden distinguir de las estrellas AGB luminosas pero menos masivas por sustancias químicas inusuales en la superficie, la mayor concentración de carbono a partir de dragados del tercio profundo, así como por carbono-13, litio y elementos del proceso s . Las estrellas AGB de fase tardía pueden llegar a estar altamente enriquecidas con oxígeno, produciendo máseres de OH . [27]
Las supergigantes más calientes muestran distintos niveles de enriquecimiento de nitrógeno. Esto puede deberse a diferentes niveles de mezcla en la secuencia principal debido a la rotación o a que algunas supergigantes azules son recién evolucionadas a partir de la secuencia principal, mientras que otras han pasado previamente por una fase de supergigante roja. Las estrellas post-supergigantes rojas tienen un nivel generalmente más alto de nitrógeno en relación con el carbono debido a la convección de material procesado por CNO a la superficie y la pérdida completa de las capas externas. El enriquecimiento de helio en la superficie también es más fuerte en las supergigantes post-rojas, lo que representa más de un tercio de la atmósfera. [28] [29]
Las estrellas de la secuencia principal de tipo O y las más masivas de las estrellas azul-blancas de tipo B se convierten en supergigantes. Debido a sus masas extremas, tienen una vida útil corta, entre 30 millones de años y unos pocos cientos de miles de años. [30] Se observan principalmente en estructuras galácticas jóvenes como cúmulos abiertos , los brazos de las galaxias espirales y en galaxias irregulares . Son menos abundantes en los bulbos de las galaxias espirales y rara vez se observan en galaxias elípticas o cúmulos globulares , que están compuestos principalmente de estrellas viejas.
Las supergigantes se forman 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 de manera suave y poco después de agotar su hidrógeno. Esto significa que no aumentan su luminosidad de manera tan espectacular como las estrellas de menor masa y progresan casi horizontalmente a través del diagrama HR para convertirse en supergigantes rojas. Además, 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 combustión 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 un remanente de estrella de neutrones o agujero negro, generalmente después de una explosión de supernova por colapso del núcleo.
Las estrellas con una masa superior a 40 M☉ no pueden expandirse hasta convertirse en supergigantes rojas. Como se queman demasiado rápido y pierden sus capas externas también rápidamente, alcanzan la etapa de supergigante azul , o quizás hipergigante amarilla, antes de volver a convertirse en estrellas más calientes. Las estrellas más masivas, por encima de 100 M☉ , apenas se mueven de su posición como estrellas O de la secuencia principal. Estas estrellas convectivas son tan eficientes que mezclan hidrógeno desde la superficie hasta el núcleo. Siguen fusionando hidrógeno hasta que se agota casi por completo en toda la estrella, y luego evolucionan rápidamente a través de una serie de etapas de estrellas igualmente calientes y luminosas: supergigantes, estrellas slash, estrellas de tipo WNh, WN y posiblemente WC o WO. Se espera que exploten como supernovas, pero no está claro hasta dónde evolucionan antes de que esto suceda. La existencia de estas supergigantes que todavía queman hidrógeno en sus núcleos puede requerir una definición ligeramente más compleja de supergigante: una estrella masiva con mayor tamaño y luminosidad debido a la acumulación de productos de fusión, pero con algo de hidrógeno restante. [31]
Se cree que las primeras estrellas del universo eran considerablemente más brillantes y masivas que las estrellas del universo moderno. Formaban parte de la población III de estrellas, y su existencia es necesaria para explicar las observaciones de elementos distintos del hidrógeno y el helio en los cuásares . Posiblemente más grandes y luminosas que cualquier supergigante conocida en la actualidad, su estructura era bastante diferente, con una convección reducida y una menor pérdida de masa. Es probable que sus vidas muy cortas hayan terminado en una violenta fotodesintegración o en supernovas de 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. [32] Casi por definición, las supergigantes están destinadas a terminar sus vidas de forma violenta. Las estrellas lo suficientemente grandes como para empezar 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 de "cebolla" que muestran que las supergigantes rojas se desarrollan inevitablemente hasta formar un núcleo de hierro y luego explotan son demasiado simplistas. El progenitor de la inusual supernova de tipo II 1987A fue una supergigante azul [33] , que se cree que ya ha pasado por la fase de supergigante roja de su vida, y ahora se sabe que esta situación está lejos de ser excepcional. Actualmente, gran parte de la investigación se centra en cómo las supergigantes azules pueden explotar como una supernova y cuándo las supergigantes rojas pueden sobrevivir para convertirse nuevamente en supergigantes más calientes [34] .
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 supergigante azul-blanca típica; 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 se considera 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 puede haber sido una supergigante amarilla en la antigüedad [35] y la segunda estrella más brillante de la constelación de Orión .
