Supergigante

Las estrellas supergigantes (supergiant stars en inglés) son estrellas con masas comprendidas entre 10 y 50 masas solares y enormes dimensiones, que en el caso de las supergigantes rojas pueden ser del orden de 1000 veces la del Sol.

El apelativo de supergigante, aplicado a una estrella, no tiene una única definición concreta.

El término estrella gigante fue acuñado por primera vez por el astrónomo Ejnar Hertzsprung cuando se hizo evidente que la mayoría de las estrellas se clasificaban en dos regiones distintas del diagrama de Hertzsprung-Russell.

[1]​ Posteriormente, al carecer de paralaje medible, se hizo evidente que algunas de estas estrellas eran significativamente más grandes y luminosas que la mayoría, y surgió el término super-gigante, rápidamente adoptado como supergigante.

Debido a su mayor tamaño en comparación con las estrellas de la secuencia principal y las gigantes del mismo tipo espectral, tienen gravedades superficiales más bajas y pueden observarse cambios en sus perfiles lineales.

Los espectros de supergigantes suelen llevar anotaciones que indican Peculiaridades espectrales, por ejemplo B2 Iae o F5 Ipec.

Las estrellas con masas iniciales superiores a 8-10 M☉ inician rápida y suavemente la fusión del núcleo de helio una vez que han agotado su hidrógeno, y continúan fusionando elementos más pesados tras el agotamiento del helio hasta que desarrollan un núcleo de hierro, momento en el que el núcleo colapsa para producir una supernova de tipo II.

No pueden fusionar carbono y elementos más pesados una vez agotado el helio, por lo que finalmente sólo pierden sus capas externas, dejando el núcleo de una enana blanca.

Tienen espectros dominados por el helio y otros elementos más pesados, y suelen mostrar poco o nada de hidrógeno, lo que es una pista de su naturaleza como estrellas aún más evolucionadas que las supergigantes.

Del mismo modo que las estrellas AGB se encuentran casi en la misma región del diagrama de Hertzsprung-Russell 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.

Tienen temperaturas casi idénticas y luminosidades muy similares, y sólo los análisis más detallados pueden distinguir los rasgos espectrales que muestran que han evolucionado desde la estrecha Secuencia principal de tipo O temprana hasta la zona cercana de las supergigantes de tipo O tempranas.

Estas supergigantes tempranas de tipo O comparten muchas características con las estrellas Wolf-Rayet WNLh y a veces se las designa como slash stars, estrellas intermedias entre ambos tipos.

Las LBV observadas sólo en un momento determinado o durante un periodo de tiempo en el que son estables, pueden designarse simplemente como supergigantes calientes o como candidatas a LBV debido a su luminosidad.

Esta última opción se ha hecho más común al comprender que el fenómeno B[e] surge por separado en varios tipos distintos de estrellas, incluidas algunas que claramente son sólo una fase en la vida de las supergigantes.

Sin embargo, la progenitora de la Supernova 1987A fue una supergigante azul, aunque se cree que antes fue una supergigante roja que expulsó su envoltura exterior por medio de un fuerte viento estelar.

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.

Esto significa que no aumentan su luminosidad tan drásticamente como las estrellas de menor masa, y progresan casi horizontalmente a través del diagrama HR hasta convertirse en supergigantes rojas.