Stella supergigante: differenze tra le versioni

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In astronomia, le stelle supergiganti sono stelle che rientrano nella classe di luminosità I della classificazione spettrale di Yerkes. Le stelle che appartengono a questa classe esibiscono linee spettrali molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla sequenza principale. Le linee assottigliate sono indice del fatto che l'atmosfera di queste stelle è molto rarefatta^[1]. La maggior parte delle supergiganti sono stelle massicce che nella fase finale della loro esistenza aumentano considerevolmente il loro raggio. Questo fenomeno da un lato diminuisce la densità della stella assottigliandone le linee spettrali, dall'altro, aumentando enormemente la superficie radiante, innalza la luminosità della stella^[2]. Questo tipo di stelle supergiganti occupa quindi la regione superiore del diagramma Hertzsprung-Russell, quella riservata alle stelle più luminose aventi magnitudine assoluta compresa fra −5 e −12^[3]. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le stelle AGB o le stelle Be.

Generalità

Nel diagramma H-R le stelle vengono classificate secondo la loro temperatura effettiva (in ascissa) e la loro luminosità assoluta (in ordinata). La maggior parte delle supergiganti è disposta in una striscia orizzontale che occupa la parte superiore del diagramma, quella riservata alla stelle più luminose^[4]. Essendo più luminose delle stelle di sequenza principale e delle giganti aventi corrispondente temperatura effettiva, le supergiganti, per la legge di Stefan-Boltzmann ^[5] devono essere molto più grandi di esse. Infatti, secondo questa legge, la luminosità di una stella è funzione della sua superficie radiante e della quarta potenza della sua temperatura^[5]. Pertanto, a parità di temperatura, se una stella è più luminosa dell'altra, possiede una superficie radiante maggiore e, di conseguenza, un raggio più grande. Il raggio di una supergigante può variare da 30 a 1000 volte quello del Sole (R_☉)^[6], anche se sono state scoperte supergiganti eccezionalmente grandi fino a un raggio di 1800 R_☉^[7]. La pressione di radiazione limita il raggio massimo delle supergiganti a un valore compreso fra 1000 e 2000 R_☉ e a una luminosità qualche milione di volte quella del Sole^[8]. Le stelle che vengono a trovarsi oltre questi limiti diventano instabili, pulsano e perdono velocemente massa^[8].

Una stella viene classificata come supergigante sulla sola base del suo spettro. Essendo molto grandi le supergiganti, infatti, presentano una bassa gravità superficiale e una bassa densità che si traduce in un cambiamento delle linee spettrali che sono più sottili rispetto a quelle delle stelle di sequenza principale^[1]. Inoltre, le supergiganti sono stelle molto evolute e per questa ragione nei loro spettri abbondano le linee degli elementi pesanti, prodotti dalla fusione nucleare^[9]. Infine alcune supergiganti perdono massa a ritmi elevati, producendo nubi di gas intorno alla stella che inducono nello spettro il cosiddetto profilo P Cygni caratterizzato sia da linee di assorbimento che di emissione^[10].

Antares, una delle più note supergiganti

Le supergiganti sono suddivise sulla base dei loro spettri. Occorrono in ogni classe spettrale a partire dalla classe O fino alla classe M. Il sistema MK assegna la classe di luminosità Ib alle supergiganti meno luminose e quella Ia a quella più luminose ^[11]. A volte per le supergiganti eccezionalmente luminose, o ipergiganti, viene a volte utilizzata la sigla 0 o quella Ia⁺^[12]. In realtà c'è un continuum fra i diversi sottogruppi di supergiganti e non una divisione netta in bande, tanto che si usa la sigla Iab per indicare le supergiganti di luminosità intermedia. La classificazione spettrale delle supergiganti viene spesso annotata per indicare le peculiarità spettrali, per esempio B2Iae o F8Iabpec^[13].

Poiché le supergiganti blu di classe O o B sono luminose quanto lo sono le supergiganti rosse di classe M, come è dimostrato dall'orizzantalità della striscia delle supergiganti nel diagramma H-R, queste ultime devono essere molto più grandi delle prime. Le supergiganti rosse, infatti, emettono molta meno radiazione per unità di superficie radiante rispetto a quelle blu, a causa della temperatura superficiale più bassa. Esse compensano questa minore emissione per unità di superficie con un raggio molto maggiore. Ne consegue inoltre che mentre la differenza di dimensioni fra una stella di sequenza principale di classe O e una supergigante della stessa classe è molto contenuta, quella fra le dimensioni di una stella di sequenza principale di classe M e una corrispondente supergigante è enorme.

Evoluzione

Le progenitrici delle supergiganti sono stelle massicce appartenenti alla classe spettrale O alle prime sottoclassi della classe spettrale B. Si tratta di stelle aventi una massa iniziale almeno una decina di volte quella del Sole^[6]. A causa della loro grande massa, queste stelle fondono molto velocemente l'idrogeno in elio, sicché la loro permanenza nella sequenza principale è relativamente breve, con periodi compresi fra 30 milioni di anni per le meno massicce a poche centinaia di migliaia di anni per le più massicce^[14]. Stelle di questo tipo sono osservabili nelle strutture galattiche più giovani come gli ammassi aperti e i bracci delle galassie a spirale e nelle galassie irregolari. Sono invece meno abbondanti nei nuclei galattici e sono raramente osservabili nelle galassie ellittiche e negli ammassi globulari, che sono composte principalmente da stelle vecchie^[15]^[16].

Stelle di questo tipo diventano supergiganti quando esse fuoriescono dalla sequenza principale nel momento in cui l'idrogeno dei loro nuclei comincia a scarseggiare. Ciò produce una espansione del raggio della stella, così come accade alle stelle meno massicce, ma a differenza di queste, esse hanno sviluppato temperature sufficientemente alte nei loro nuclei da cominciare la fusione dell'elio quasi immediatamente e prima che si formi un nucleo degenere. Di conseguenza non si verifica il flash dell'elio, ma la fusione dell'elio inizia in modo molto più graduale^[17]. Questa gradualità ha come conseguenza che le supergiganti non incrementano in modo drammatico la loro luminosità, come accade invece nelle stelle di massa più piccola quando diventano giganti, ma si spostano quasi orizzontalmente lungo il diagramma H-R diventando sempre più rosse.

Rigel, la supergigante blu più luminosa della volta celeste.

Le stelle con una massa maggiore di 40 M_☉ non si espandono in supergiganti rosse. Esse bruciano il loro combustibile nucleare troppo velocemente e perdono gli strati superiori troppo rapidamente per diventare supergiganti rosse e restano supergiganti blu oppure raggiungono lo stadio di supergigante gialla per poi ritornare a quello blu. A causa del loro intenso vento stellare perdono il loro strato di idrogeno superficiale e dalla fase di supergigante blu passano direttamente a quella di stella di Wolf-Rayet per poi esplodere in supernovae di tipo Ib^[18]. Le stelle più massicce, con massa superiore a 60 M_☉, non si allontano dalla classe O con cui hanno iniziato la loro esistenza e incrementano di poco la loro luminosità. Di conseguenza la loro fase supergigante non è facilmente distinguibile da quella nella sequenza principale. La causa di questa differenza non marcata fra le due fasi va ricercata dal fatto che queste stelle hanno un nucleo convettivo molto grande che mischia l'idrogeno presente in superficie con l'elio e il carbonio presente nel nucleo. Di conseguenza esse continuano a fondere idrogeno fino quasi al suo completo esaurimento, poi perdono rapidamente il fine guscio di idrogeno rimasto, diventando delle stelle di Wolf-Rayet per concludere la loro esistenza come supernovae di tipo Ic^[19]^[18].

È stato teorizzato che le prime stelle dell'universo, le cosiddette stelle di Popolazione III^[20], fossero molto più massicce delle stelle attualmente esistenti (fino a 1000 M_☉)^[21]^[22]. Si è postulata l'esistenza di questa prima generazione di stelle per spiegare l'esistenza di elementi chimici diversi dall'idrogeno e dall'elio nelle stelle più vecchie conosciute^[20]. Sebbene fossero più grandi e luminose di tutte le supergiganti note oggi, la loro struttura doveva essere molto differente, con perdite di massa molto più contenute. Esse ebbero vite molto brevi e conclusero la loro esistenze in supernovae a instabilità di coppia o a fotodisintegrazione^[23]^[24].

Progenitrici di supernovae

La maggior parte delle supergiganti è destinata a terminare la sua esistenza esplodendo in una supernova. A causa delle loro grandi masse, le supernovae sono in grado di sviluppare nei loro nuclei temperature sufficienti a fondere elementi via via più pesanti fino ad arrivare al ferro. La supergigante sviluppa una struttura "a cipolla", in cui gli elementi chimici prodotti si dispongono in strati concentrici, i più pesanti al centro, i meno pesanti negli strati via via superiori. Poiché la fusione del ferro richiede più energia di quanto ne produca, la supergigante che ha sviluppato un nucleo di ferro collassa, producendo l'esplosione^[25].

Le supergiganti rosse sono le progenitrici delle supernovae di tipo II in quanto conservano un guscio di idrogeno intorno al loro nucleo. Le supergiganti blu invece evolvono in stelle di Wolf-Rayet, in cui l'idrogeno è assente o quasi assente, che esplodono in supernovae di tipo Ib e Ic^[26].

Tuttavia, il modello a cipolla per il quale la supergigante sviluppa un nucleo di ferro che collassa provocando l'esplosione si è rivelato troppo semplicistico: la progenitrice della supernova di tipo II SN 1987a era una supergigante blu, sebbene non sia escluso che fosse passata precedentemente dalla fase di supergigante rossa. Il caso di questa supernova non è probabilmente eccezionale e di conseguenza la ricerca attuale sta cercando di comprendere come le supergiganti blu possano esplodere e come le supergiganti rosse possano ridiventare supergiganti blu^[27].

Variabilità

Molte supergiganti mostrano fenomeni di variabilità. Nella maggior parte dei casi la variabilità è dovuta a pulsazioni della superficie stellare. Fra le variabili pulsanti vi sono quelle appartenenti alla cosiddetta striscia di instabilità, che incrocia la fascia delle supergiganti in corrispondenza delle classi spettrali F6-K2, estendendosi fino alle ipergiganti^[28]. Quindi alcune supergiganti gialle sono delle variabili cefeidi classiche, che presentano periodi di variabilità molto regolari. Esse possono essere utilizzate come candele standard, dato che il loro periodo di variazione è funzione della luminosità assoluta della stella. I periodi di variazione delle cefeidi sono relativamente brevi, con un massimo di 100 giorni^[29]. Altre supergiganti pulsanti invece hanno periodi più lunghi ma esibiscono variazioni meno regolari e vengono classificate fra le variabili semiregolari o fra quelle irregolari lente. Queste ultime appartengono per lo più alle ultime classi spettrali: K, M, C o S^[30].. Fra di esse si annovera una delle stelle più luminose del cielo, Betelgeuse^[31]. Alcune supergiganti bianche presentano invece più periodi di variabilità sovrapposti e sono raccolte nella classe delle variabili Alfa Cygni^[32], il cui prototipo è Deneb (α Cygni).

Deneb, la supergigante prototipo delle variabili Alfa Cygni.

Alcune supergiganti e ipergiganti sono invece delle variabili eruttive, che manifestano periodicamente brillamenti ed esplosioni accompagnate da perdite di massa a volte ingenti. Esse sono raccolte nella classe delle variabili S Doradus o LBV (dall'acronimo inglese Luminous Blue Variable, variabile blu luminosa). Quando sono in quiescenza vanno incontro a piccole variazioni di luminosità con periodi misurabili in decine di giorni. Nei periodi fra una esplosione e l'altra, che possono durare fino a centinaia di anni, le LBV sembrano essere normali supergiganti o ipergiganti. Molte delle stelle intrinsecamente più luminose conosciute sono variabili LBV^[33].

Altri tipi di supergiganti

La maggior parte delle supergiganti sono stelle massicce arrivate nella fase finale della loro evoluzione. Tuttavia ci sono altri tipi di stelle che vengono classificate come supergiganti sulla base della finezze delle linee del loro spettro e della loro luminosità, ma che non sono stelle massicce evolute. Verranno elencati alcuni di questi tipi.

Le stelle del ramo asintotico delle giganti (AGB) sono stelle di massa inferiore a Errore in {{M}}: parametro 1 non è un numero valido. giunte a una fase molto avanzata della loro evoluzione nella quale fondono l'elio in carbonio nei loro nuclei. Esse aumentano notevolmente il loro raggio (fino a Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.) e la loro luminosità, diventano di colore rosso e perdono massa a ritmi molto elevati, anche a causa della loro instabilità che produce radicali cambiamenti nella struttura interna della stella e rilevanti pulsazioni termiche. Vista la loro luminosità, la rarefazione della loro atmosfere e il loro colore, esse presentano spettri simili a quelli delle supergiganti rosse. Non sono tuttavia destinate a non diventare delle supernovae, ma a formare delle nebulose planetarie e a terminare la loro esistenza come nane bianche. Nonostante le caratteristiche del loro spettro, gli studiosi preferiscono tenerle separate dalle altre supergiganti a causa della loro piccola massa e del loro diverso destino finale^[34].

Alcune stelle variabili come le variabili RV Tauri e le variabili PV Telescopii sono spesso descritte come supergiganti a causa del loro spettro e della loro luminosità^[35]^[36]. Le prime in realtà stelle di piccola massa nello stadio AGB o addirittura post-AGB, che hanno atmosfere estremamente rarefatte che formano nubi di gas che circondano la stella^[37]. Le seconde sono probabilmente stelle Be di tipo peculiare, molto povere di idrogeno. Forse sono anch'esse oggetti post-AGB^[36].

Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle di grande massa molto evolute, generalmente più calde delle supergiganti blu, più piccole di esse, ma aventi luminosità comparabili, se non maggiori, a causa delle loro altissime temperature superficiali (25.000 - 150.000 K). I loro spettri sono dominati dall'elio e dai metalli. Si tratta di stelle in uno stadio evolutivo più avanzato di quello delle supergiganti, nel quale è stato perso il guscio superficiale di idrogeno che avvolgeva la stella scoprendo in tal modo il nucleo di elio. Esattamente come le stelle AGB si pongono in una regione del diagramma H-R vicina a quella delle supergiganti rosse, le stelle di Wolf-Rayet si pongono in una regione vicina a quella delle supergiganti blu più calde e delle stelle di sequenza principale di tipo O più calde e luminose^[38]. Vi è inoltre una classe di stelle chiamate "stelle barra" e designate mediante il simbolo Of/WNL che presenta spettri aventi caratteristiche di tipo O, ma con sequenze simili a quelle delle Wolf-Rayet di tipo WNL. Si tratta di supergiganti di tipo O che stanno perdendo il loro guscio esterno di idrogeno a causa di venti stellari molto intensi^[39]. Esse quindi si trovano in uno stadio evolutivo intermedio fra quello di supergigante blu e di stella di Wolf Rayet^[38]. D'altra parte le stelle di tipo O di sequenza principale sono quasi indistinguibili dalle supergiganti blu in cui evolvono avendo temperature e luminosità simili e solo accurate analisi delle caratteristiche del loro spettro permette di distinguere le due classi di stelle.

Le stelle stelle Be sono stelle di classe spettrale B circondate da dischi circumstellari costituiti da materia gassosa che si ritiene sia costituita da materiale espulso dalla stella. La lettera e sta per "emissione" e deriva dalle linee di emissione dell'idrogeno presenti nello spettro della stessa dovute alla presenza del disco stesso^[40]. Alcune stelle Be hanno temperature e luminosità equivalenti a quelle delle supergiganti; altre stelle Be sono invece chiaramente differenti. Alcuni studiosi preferiscono tenere separate le stelle Be dalle supergiganti, viste le loro caratteristiche peculiari^[41], mentre altri classificano le stelle Be più luminose e massicce fra le supergiganti. La seconda opzione è divenuta maggiormente comune da quando si è compreso che il fenomeno Be si origina in stelle molto diverse fra loro grazie a meccanismi differenti; in certi casi queste stelle sono chiaramente nella fase di supergiganti^[42].

Le variabili R Coronae Borealis sono solitamente classificate come supergiganti gialle. Esse manifestano a intervalli imprevedibili delle marcatissime diminuzioni di luminosità (fino a 9 magnitudini) dovute alla formazione di nubi circumstellari di carbonio che oscurano la stella^[43]. Sono in realtà stelle di massa media (Errore in {{M}}: parametro 1 non è un numero valido.), risultato della fusione di due nane bianche, costituite soprattutto da elio e carbonio^[44]. Si tratta quindi di oggetti esotici molto differenti dalle altre supergiganti.

Esempi noti

Le stelle di classe spettrale O sono molto rare e hanno inoltre una vita relativamente breve. Di conseguenza, le supergiganti, che discendono da questo tipo di stelle, rappresentano una piccolissima frazione delle stelle esistenti. Ciononostante, essendo le supergiganti stelle estremamente luminose, esse sono visibili dalla Terra a occhio nudo anche a centinaia o addirittura migliaia di anni luce di distanza. Pertanto, esistono molti esempi di supergiganti visibili a occhio nudo, fra cui alcune delle stelle più luminose della volta celeste.

Canopo, la seconda stelle più brillante del cielo notturno dopo Sirio, è una supergigante gialla di classe spettrale F0Ib, distante circa Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido. dal sistema solare^[45]. Rigel, la stella più luminosa della costellazione di Orione nonché la settima stella più brillante del cielo notturno, è una supergigante blu di classe spettrale B8Iab, distante circa Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.^[46], mentre Betelgeuse e Antares, rispettivamente la decima e la sedicesima stella più luminosa del cielo, sono due tipiche supergiganti rosse di classe spettrale M che presentano fenomeni di variabilità irregolare o semiregolare. Esse hanno un raggio di dimensioni enormi (850-1000 R_☉), che le fa annoverare fra le stelle più grandi conosciute^[47]^[48]. Deneb, la diciannovesima stella più luminosa del cielo, è la stella di prima magnitudine più lontana dal Sole (Errore in {{M}}: parametro 1 non è un numero valido.). Si tratta di una supergigante bianca di classe spettrale A2Iae, prototipo delle variabili Alfa Cygni^[49].

Altre supergiganti visibili a occhio nudo degne di nota sono Alnilam e Alnitak, due supergiganti blu, che assieme a Mintaka formano il celeberrimo asterismo della Cintura di Orione^[50]; μ Cephei, una delle stelle più grandi conosciute (1400 R_☉), vicina al limite massimo di grandezza che una stella può raggiungere^[51]; ρ Cassiopeiae, forse la stella più distante visibile ad occhio nudo (Errore in {{M}}: parametro 1 non è un numero valido.)^[52] e δ Cephei, il famoso prototipo delle variabili cefeidi^[53]^[54].

Note

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+In [[astronomia]], le '''stelle supergiganti''' sono [[stella|stelle]] che rientrano nella [[classificazione stellare#Le classi di luminosità|classe di luminosità]] I della [[classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classificazione spettrale di Yerkes]]. Le stelle che appartengono a questa classe esibiscono [[linea spettrale|linee spettrali]] molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla [[sequenza principale]]. Le linee assottigliate sono indice del fatto che l'[[atmosfera]] di queste stelle è molto rarefatta<ref name=Rieke>{{cita web |url=http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lecture_14.htm |titolo=Stellar Spectroscopy and the HR Diagram |autore=Marcia Rieke |sito=Fundamentals of Astronomy |editore=University of Arizona |accesso=22 ottobre 2014 }}</ref>. La maggior parte delle supergiganti sono stelle [[massa (fisica)|massicce]] che nella fase finale della loro esistenza aumentano considerevolmente il loro [[raggio (astronomia)|raggio]]. Questo fenomeno da un lato diminuisce la [[densità]] della stella assottigliandone le linee spettrali, dall'altro, aumentando enormemente la superficie radiante, innalza la [[luminosità (astronomia)|luminosità]] della stella<ref>{{cita libro | autore=Michael Seeds |autore2=Dana Backman | titolo=Perspective in Astronomy | editore=Thomson Higher Education | città=Belmont (CA) | anno=2007 |ISBN=978-0495392736 |p=112}}</ref>. Questo tipo di stelle supergiganti occupa quindi la regione superiore del [[diagramma Hertzsprung-Russell]], quella riservata alle stelle più luminose aventi [[magnitudine assoluta]] compresa fra −5 e −12<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud |autore=R. M. Humphreys, K. Davidson |rivista=Astrophysical Journal |anno=1979 |volume=232 |pagine=409-420 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..409H |doi=10.1086/157301 |accesso=28 ottobre 2014}}</ref>. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le stelle [[Ramo asintotico delle giganti|AGB]] o le  [[Stella Be|stelle Be]].
-{{Diagramma H-R}}
-In [[astronomia]], una '''stella supergigante''' è una [[stella]] molto grande con una [[massa (fisica)|massa]] compresa tra 10 e 50 volte quella del [[Sole]] e dimensioni enormi, dell'ordine o superiori a 1000 volte quelle del Sole nel caso delle supergiganti rosse. Poste nella parte superiore del [[diagramma Hertzsprung-Russell]], esse hanno la [[classificazione stellare|classe di luminosità]] '''Ia''' (le supergiganti più luminose) o '''Ib''' (le supergiganti meno luminose) della [[Classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classificazione stellare di Yerkes]] e sono caratterizzate da [[magnitudine assoluta|magnitudini assolute]] comprese tra -5 e -12. Le supergiganti più luminose vengono talvolta classificate come [[stella ipergigante|ipergiganti]] di classe 0.
+== Generalità ==
-A causa della loro grande massa, consumano energia a ritmi elevatissimi e sono molto luminose ([[Naos (astronomia)|Naos]], nella costellazione della [[Poppa (costellazione)|Poppa]], raggiunge una luminosità un milione di volte superiore a quella del Sole), ma hanno vita breve: esauriscono il loro combustibile nucleare in pochi milioni di anni e tipicamente esplodono come [[supernova]]e alla fine della loro vita.
+[[File:HRDiagram in italian.gif|thumb|300px|Diagramma Hertzsprung-Russell]]
+Nel [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]] le stelle vengono classificate secondo la loro [[temperatura effettiva]] (in ascissa) e la loro [[magnitudine assoluta|luminosità assoluta]] (in ordinata). La maggior parte delle supergiganti è disposta in una striscia orizzontale che occupa la parte superiore del diagramma, quella riservata alla stelle più luminose<ref>{{cita web |url=http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_hrintro.html |titolo=The Hertzsprung-Russell Diagram |autore= |sito= |editore=Australia Telescope National Facility  |accesso=25 ottobre 2014 }}</ref>. Essendo più luminose delle stelle di [[sequenza]] principale e delle [[stella gigante|giganti]] aventi corrispondente temperatura effettiva, le supergiganti, per la [[legge di Stefan-Boltzmann]]
+<ref name=SBlaw>{{cita web |url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/thermo/stefan.html |titolo=Stefan-Boltzmann Law |autore= |sito=HyperPhysics |editore= |accesso=25 ottobre 2014 }}</ref> devono essere molto più grandi di esse. Infatti, secondo questa legge, la luminosità di una stella è funzione della sua superficie radiante e della quarta potenza della sua temperatura<ref name=SBlaw/>. Pertanto, a parità di temperatura, se una stella è più luminosa dell'altra, possiede una superficie radiante maggiore e, di conseguenza, un [[raggio (astronomia)|raggio]] più grande. Il raggio di una supergigante può variare da 30 a 1000 volte quello del [[Sole]] ([[raggio solare|R<sub>☉</sub>]])<ref name=definition>{{cita web |url=http://www.sciencedaily.com/articles/s/supergiant.htm |titolo=Supergiant |autore= |sito=ScienceDaily |editore= |accesso=16 luglio 2014 }}</ref>, anche se sono state scoperte supergiganti eccezionalmente grandi fino a un raggio di 1800&nbsp;R<sub>☉</sub><ref>{{cita web |url=http://www.universetoday.com/24731/red-supergiant-star/ |titolo=Red Supergiant Stars |autore=Fraser Cain |sito=Universe Today |data=5 febbraio 2009 |editore= |accesso=16 luglio 2014 }}</ref>. La [[pressione di radiazione]] limita il raggio massimo delle supergiganti a un valore compreso fra 1000 e 2000&nbsp;R<sub>☉</sub> e a una luminosità qualche milione di volte quella del Sole<ref name=limit>{{cita web |url=http://www.stellarplanet.co.uk/2013/01/biggest-brightest-and-most-dense.html |titolo=Biggest, brightest, and the most dense |autore=Hannah Wakeford  |sito=Stellar Planet |data=23 gennaio 2013 |accesso=28 ottobre 2014 }}</ref>. Le stelle che vengono a trovarsi oltre questi limiti diventano instabili, pulsano e perdono velocemente massa<ref name=limit />.
+Una stella viene classificata come supergigante sulla sola base del suo [[Spettro elettromagnetico|spettro]]. Essendo molto grandi le supergiganti, infatti, presentano una bassa [[Gravità di superficie|gravità superficiale]] e una bassa [[densità]] che si traduce in un cambiamento delle [[linea spettrale|linee spettrali]] che sono più sottili rispetto a quelle delle stelle di sequenza principale<ref name=Rieke />. Inoltre, le supergiganti sono stelle molto [[evoluzione stellare|evolute]] e per questa ragione nei loro spettri abbondano le linee degli [[elemento chimico|elementi pesanti]], prodotti dalla [[fusione nucleare]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Evolution of surface CNO abundances in massive stars |autore=A. Maeder ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2014 |volume=565 |pagine=A39 |url=http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2014/05/aa20602-12/aa20602-12.html |doi=10.1051/0004-6361/201220602 |accesso=28 ottobre 2014}}</ref>. Infine alcune supergiganti perdono massa a ritmi elevati, producendo nubi di [[gas]] intorno alla stella che inducono nello spettro il cosiddetto ''[[P Cygni|profilo P Cygni]]'' caratterizzato sia da linee di assorbimento che di emissione<ref>{{cita web |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/P_Cygni_profile.html |titolo=P Cygni profile |autore=David Darling |sito=Encyclopedia of Science |accesso=28 ottobre 2014 }}</ref>.
-== Caratteristiche ==
-La maggior parte degli elementi chimici vengono prodotti nelle stelle giganti e supergiganti: solo l'[[idrogeno]] e l'[[elio]] e il [[carbonio]] sono già presenti, oppure vengono fabbricati in stelle più piccole assieme a piccole quantità di elementi leggeri. Ma tutti gli altri sono stati fabbricati nel nucleo delle stelle giganti.
+[[File:Antares.jpg|thumb|left|250px|[[Antares]], una delle più note supergiganti]]
-Le stelle supergiganti possono avere diversi colori, e possono anche cambiare colore nel corso della loro vita. La maggior parte sono [[supergigante blu|blu]], poste nella [[sequenza principale]] e di [[tipo spettrale|tipo O o B]], oppure [[supergigante rossa|rosse]], nel [[ramo asintotico delle giganti]] e di [[tipo spettrale|tipo K o M]]. [[Rigel]] è un esempio di supergigante blu, mentre [[Antares]] e [[Betelgeuse]] sono esempi di supergiganti rosse.
+Le supergiganti sono suddivise sulla base dei loro spettri. Occorrono in ogni classe spettrale a partire dalla [[Classificazione stellare#Classe O|classe O]] fino alla [[Classificazione stellare#Classe M|classe M]]. Il sistema MK assegna la classe di luminosità ''Ib'' alle supergiganti meno luminose e quella ''Ia'' a quella più luminose
+<ref>{{cita web |url=http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/lumclass/lumclass.html |titolo=Luminosity Class and the HR diagram |autore=Michael Richmond |accesso=29 ottobre 2014 }}</ref>. A volte per le supergiganti eccezionalmente luminose, o [[ipergiganti]], viene a volte utilizzata la sigla ''0'' o quella ''Ia<sup>+</sup>''<ref>{{cita pubblicazione |cognome=de Jager |nome=C. |anno=1998 |titolo=The Yellow Hypergiants |rivista=The Astronomy and Astrophysics Review |volume=8 |numero=3 |pagine=145–180 |doi=10.1007/s001590050009 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A&ARv...8..145D |accesso=29 ottobre 2014}}</ref>. In realtà c'è un continuum fra i diversi sottogruppi di supergiganti e non una divisione netta in bande, tanto che si usa la sigla ''Iab'' per indicare le supergiganti di luminosità intermedia. La classificazione spettrale delle supergiganti viene spesso annotata per indicare le [[classificazione stellare#Peculiarità spettrali|peculiarità spettrali]], per esempio ''B2Iae'' o ''F8Iabpec''<ref>{{cita web |url=http://www.handprint.com/ASTRO/specclass.html |titolo=Spectral Classification of Stars |autore=Bruce MacEvoy |editore=Black Oak Observatory |accesso=29 ottobre 2014 }}</ref>.
+Poiché le [[supergigante blu|supergiganti blu]] di classe O o [[Classificazione stellare#Classe B|B]] sono luminose quanto lo sono le [[supergigante rossa|supergiganti rosse]] di classe M, come è dimostrato dall'orizzantalità della striscia delle supergiganti nel diagramma H-R, queste ultime devono essere molto più grandi delle prime. Le supergiganti rosse, infatti, emettono molta meno radiazione per unità di superficie radiante rispetto a quelle blu, a causa della temperatura superficiale più bassa. Esse compensano questa minore emissione per unità di superficie con un raggio molto maggiore. Ne consegue inoltre che mentre la differenza di dimensioni fra una stella di sequenza principale di classe O e una supergigante della stessa classe è molto contenuta, quella fra le dimensioni di una stella di sequenza principale di classe M e una corrispondente supergigante è enorme.
-L'esatta modellazione delle supergiganti è ancora oggetto di ricerca, ed è complicata dalle caratteristiche uniche di queste stelle, come la [[perdita di massa]] elevata. Piuttosto che modellizzare singole stelle, recentemente si preferisce modellizzare ammassi di stelle e comparare i risultati con gli ammassi effettivamente osservati, come quelli nelle [[Nubi di Magellano]].
-== Diffusione ==
+== Evoluzione ==
+{{vedi anche|Evoluzione stellare}}
-Le stelle supergiganti si trovano in genere in gruppi chiamati [[associazione OB|associazioni OB]]: data la loro breve vita, non hanno il tempo di separarsi e restano sempre nell'[[ammasso aperto]] dove sono nate. Si trovano solo in regioni di attiva [[formazione stellare]], e non in parti più vecchie delle galassie, come il nucleo e gli [[ammasso globulare|ammassi globulari]], e sono praticamente sconosciute nelle [[galassia ellittica|galassie ellittiche]].
+Le progenitrici delle supergiganti sono stelle massicce appartenenti alla classe spettrale O alle prime sottoclassi della classe spettrale B. Si tratta di stelle aventi una massa iniziale almeno una decina di volte quella del Sole<ref name=definition />. A causa della loro grande massa, queste stelle fondono molto velocemente l'idrogeno in elio, sicché la loro permanenza nella sequenza principale è relativamente breve, con periodi compresi fra 30&nbsp;milioni di anni per le meno massicce a poche centinaia di migliaia di anni per le più massicce<ref>{{cita web | cognome = Richmond | nome = Michael | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html | titolo = Stellar evolution on the main sequence | accesso = 25 luglio 2014 }}</ref>. Stelle di questo tipo sono osservabili nelle strutture galattiche più giovani come gli [[Ammasso aperto|ammassi aperti]] e i bracci delle [[Galassia spirale|galassie a spirale]] e nelle [[Galassia irregolare|galassie irregolari]]. Sono invece meno abbondanti nei [[Centro della Via Lattea|nuclei galattici]] e sono raramente osservabili nelle [[Galassia ellittica|galassie ellittiche]] e negli [[ammasso globulare|ammassi globulari]], che sono composte principalmente da stelle vecchie<ref>{{cita web |url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/milkyway/components.html |titolo=Components of the Galaxy |sito=Stars, Galaxies, and Cosmology |accesso=30 ottobre 2014 }}</ref><ref>{{cita web |url=http://cas.sdss.org/dr6/en/proj/basic/galaxies/ellipticals.asp |titolo=Elliptical Galaxies |sito= Sloan Digital Sky Survey |accesso=30 ottobre 2014 }}</ref>.
+Stelle di questo tipo diventano supergiganti quando esse fuoriescono dalla sequenza principale nel momento in cui l'idrogeno dei loro nuclei comincia a scarseggiare. Ciò produce una espansione del raggio della stella, così come accade alle stelle meno massicce, ma a differenza di queste, esse hanno sviluppato temperature sufficientemente alte nei loro nuclei da cominciare la fusione dell'[[elio]] quasi immediatamente e prima che si formi un nucleo [[Materia degenere|degenere]]. Di conseguenza non si verifica il [[flash dell'elio]], ma la fusione dell'elio inizia in modo molto più graduale<ref>{{cita web |url=http://casswww.ucsd.edu/archive/physics/ph5/lecture/High_mass_ev.pdf |titolo=Evolution of High Mass Stars |autore=H. E. Smith |formato=pdf |editore=University of California, San Diego |accesso=29 ottobre 2014 }}</ref>. Questa gradualità ha come conseguenza che le supergiganti non incrementano in modo drammatico la loro luminosità, come accade invece nelle stelle di massa più piccola quando diventano [[stella gigante|giganti]], ma si spostano quasi orizzontalmente lungo il diagramma&nbsp;H-R diventando sempre più rosse.
-Si pensa che nelle prime fasi dell'Universo siano esistite molte stelle supergiganti, conosciute come stelle di [[popolazione III]], di tipo molto particolare perché erano formate esclusivamente da [[idrogeno]] ed [[elio]], gli unici elementi allora disponibili. Questo dettaglio rende problematica la loro esistenza, perché i modelli mostrano che una stella composta solo da idrogeno ed elio è piuttosto differente da quelle attuali. Nondimeno, la loro esistenza è richiesta per spiegare la presenza di elementi chimici più pesanti dell'elio negli oggetti astronomici più giovani, come i [[quasar]] più lontani.
+[[File:Rigel+vdB36.jpg|thumb|270px|right|[[Rigel]], la [[supergigante blu]] più luminosa della [[volta celeste]].]]
-I modelli teorici mostrano che le stelle supergiganti si muovono da una parte all'altra del [[diagramma H-R]] durante la loro vita. Per un certo tempo, si è pensato che queste stelle esplodessero come [[supernova]]e dopo una fase di [[gigante rossa]], ma l'esplosione della [[Supernova 1987a]], originatasi da una supergigante blu, ha costretto gli astronomi a rivedere questi modelli.
+Le stelle con una massa maggiore di 40&nbsp;M<sub>☉</sub> non si espandono in supergiganti rosse. Esse bruciano il loro combustibile nucleare troppo velocemente e perdono gli strati superiori troppo rapidamente per diventare supergiganti rosse e restano supergiganti blu oppure raggiungono lo stadio di [[supergigante gialla]] per poi ritornare a quello blu. A causa del loro intenso [[vento stellare]] perdono il loro strato di idrogeno superficiale e dalla fase di supergigante blu passano direttamente a quella di [[stella di Wolf-Rayet]] per poi esplodere in [[supernova]]e di [[Supernovae di tipo Ib e Ic|tipo Ib]]<ref name=Pols>{{cita web |url=http://www.astro.ru.nl/~onnop/education/stev_utrecht_notes/chapter12-13.pdf |titolo=Pre-supernova evolution of massive stars |autore=Onno Pols |sito=Stellar structure and evolution |editore=Radboud Universiteit Nijmegen |accesso=4 novembre 2014 }}</ref>. Le stelle più massicce, con massa superiore a 60&nbsp;M<sub>☉</sub>, non si allontano dalla classe O con cui hanno iniziato la loro esistenza e incrementano di poco la loro luminosità. Di conseguenza la loro fase supergigante non è facilmente distinguibile da quella nella sequenza principale. La causa di questa differenza non marcata fra le due fasi va ricercata dal fatto che queste stelle hanno un nucleo [[Convezione|convettivo]] molto grande che mischia l'idrogeno presente in superficie con l'elio e il [[carbonio]] presente nel nucleo. Di conseguenza esse continuano a fondere idrogeno fino quasi al suo completo esaurimento, poi perdono rapidamente il fine guscio di idrogeno rimasto, diventando delle stelle di Wolf-Rayet per concludere la loro esistenza come [[Supernovae di tipo Ib e Ic|supernovae di tipo Ic]]<ref>{{cita web |url=http://arxiv.org/abs/1101.5873v1 |titolo=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective |autore=Georges Meynet ''et al.''|sito=arXiv.org |editore=Cornell University |accesso=9 novembre 2014 }}</ref><ref name=Pols />.
+È stato teorizzato che le prime stelle dell'universo, le cosiddette stelle di [[Popolazioni stellari#Popolazione III|Popolazione&nbsp;III]]<ref name=Solfirst>{{cita web |url=http://www.solstation.com/x-objects/first.htm |titolo=First Stars
+(and other beginnings) |autore= |sito=SolStation |editore=Sol Company |accesso=4 novembre 2014 }}</ref>, fossero molto più massicce delle stelle attualmente esistenti (fino a 1000&nbsp;M<sub>☉</sub>)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The first stars in the universe |autore=R. B. Larson, V. Broom |rivista=Scientific American |anno=2001 |volume=285 |numero=6 |pagine= 64-71 |url=http://www.astro.yale.edu/larson/papers/SciAm04.pdf |accesso=4 novembre 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star-forming Cloud |autore=V. Bromm, P. S. Coppi, R. B. Larson |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pagine=23-51 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...564...23B&db_key=AST&high=3c4444023400163 |doi=10.1086/323947 |accesso=4 novembre 2014}}</ref>. Si è postulata l'esistenza di questa prima generazione di stelle per spiegare l'esistenza di elementi chimici diversi dall'idrogeno e dall'elio nelle stelle più vecchie conosciute<ref name=Solfirst />. Sebbene fossero più grandi e luminose di tutte le supergiganti note oggi, la loro struttura doveva essere molto differente, con perdite di massa molto più contenute. Esse ebbero vite molto brevi e conclusero la loro esistenze in [[supernova]]e a [[Supernova a instabilità di coppia|instabilità di coppia]] o a [[fotodisintegrazione]]<ref>{{cita pubblicazione|cognome1=Fryer|nome1=C. L.|cognome2=Woosley|nome2=S. E.|cognome3=Heger|nome3=A.|titolo=Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients|rivista=The Astrophysical Journal|volume=550|numero=1 |pagine=372-382|anno=2001|doi= 10.1086/319719 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...550..372F |accesso=4 novembre 2014 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |autore=A. Heger ''et al.''|doi=10.1086/375341|anno=2003|pagine=288|volume=591 |numero=1 |rivista=The Astrophysical Journal|titolo=How Massive Single Stars End Their Life|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H |accesso=4 novembre 2014 }}</ref>.
+=== Progenitrici di supernovae ===
+{{vedi anche|Supernova}}
+La maggior parte delle supergiganti è destinata a terminare la sua esistenza esplodendo in una [[supernova]]. A causa delle loro grandi masse, le supernovae sono in grado di sviluppare nei loro nuclei temperature sufficienti a fondere elementi via via più pesanti fino ad arrivare al [[ferro]]. La supergigante sviluppa una struttura "a cipolla", in cui gli elementi chimici prodotti si dispongono in strati concentrici, i più pesanti al centro, i meno pesanti negli strati via via superiori. Poiché la fusione del ferro richiede più energia di quanto ne produca, la supergigante che ha sviluppato un nucleo di ferro collassa, producendo l'esplosione<ref>{{cita web |url=http://cronodon.com/SpaceTech/Supergiant.html |titolo=Supergiant Stars |editore=Cronodon |accesso=30 ottobre 2014 }}</ref>.
+Le supergiganti rosse sono le progenitrici delle [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II]] in quanto conservano un guscio di idrogeno intorno al loro nucleo. Le supergiganti blu invece evolvono in stelle di Wolf-Rayet, in cui l'idrogeno è assente o quasi assente, che esplodono in [[supernovae di tipo Ib e Ic]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: predicting the look of massive stars before death |autore=J. Groh ''et al.'' |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2013 |volume=558 |numero= |pagine=A131 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...558A.131G |doi=10.1051/0004-6361/201321906 |accesso=4 luglio 2014}}</ref>.
+[[File:Evolved star fusion shells.svg|thumb|left|Schema degli "strati a cipolla" di una supergigante nelle ultime fasi di vita. (Non in scala)]]
+Tuttavia, il modello a cipolla per il quale la supergigante sviluppa un nucleo di ferro che collassa provocando l'esplosione si è rivelato troppo semplicistico: la progenitrice della supernova di tipo II [[SN 1987a]] era una supergigante blu, sebbene non sia escluso che fosse passata precedentemente dalla fase di supergigante rossa. Il caso di questa supernova non è probabilmente eccezionale e di conseguenza la ricerca attuale sta cercando di comprendere come le supergiganti blu possano esplodere e come le supergiganti rosse possano ridiventare supergiganti blu<ref>{{cita conferenza |titolo=Searching Hubble Space Telescope Images for Core-Collapse Supernova Progenitors |autore=S. van Dyk, W. Li, A. V. Filippenko |conferenza=Young Neutron Stars and Their Environments, IAU Symposium no. 218, Sindney, 14-17 luglio 2003 |data=2004 |editore=Astronomical Society of the Pacific |città=S. Francisco |pp=29-32 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004IAUS..218...29V |accesso=30 luglio 2014}}</ref>.
+== Variabilità ==
+Molte supergiganti mostrano fenomeni di [[stella variabile|variabilità]]. Nella maggior parte dei casi la variabilità è dovuta a pulsazioni della superficie stellare. Fra le [[Stella variabile pulsante|variabili pulsanti]] vi sono quelle appartenenti alla cosiddetta [[striscia di instabilità]], che incrocia la fascia delle supergiganti in corrispondenza delle classi spettrali F6-K2, estendendosi fino alle ipergiganti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Radius variation and population type of cepheid variables |autore=A. W. Rodgers |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=1957  |volume=117 |pagine=85-94 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957MNRAS.117...85R |accesso=4 novembre 2014}}</ref>. Quindi alcune supergiganti gialle sono delle [[Variabile Cefeide|variabili cefeidi classiche]], che presentano periodi di variabilità molto regolari. Esse possono essere utilizzate come [[Candela standard|candele standard]], dato che il loro periodo di variazione è funzione della [[luminosità (astronomia)|luminosità assoluta]] della stella. I periodi di variazione delle cefeidi sono relativamente brevi, con un massimo di 100&nbsp;giorni<ref>{{cita web |url=http://www.astro.sunysb.edu/metchev/PHY515/cepheidpl.html |titolo=The Cepheid Period-Luminosity Relation |editore=Stony Brook University |autore=Stanimir Metchev |accesso=4 novembre 2014 }}</ref>. Altre supergiganti pulsanti invece hanno periodi più lunghi ma esibiscono variazioni meno regolari e vengono classificate fra le [[Variabile semiregolare|variabili semiregolari]] o fra quelle [[Variabile irregolare lenta|irregolari lente]]. Queste ultime appartengono per lo più alle ultime classi spettrali: K, M, C o S<ref name="GCVS">{{cita web | titolo=GCVS Variability Types |sito=[[General Catalogue of Variable Stars]] | editore=Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute  | url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt | accesso=4 novembre 2014 }}</ref>.. Fra di esse si annovera una delle stelle più luminose del cielo, [[Betelgeuse]]<ref>{{cita libro|titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars| autore= Fred Schaaf| editore=John Wiley & Sons, Incorporated| città=Hoboken, New Jersey | anno= 2008|p=177|isbn=978-0-471-70410-2}}
+</ref>. Alcune supergiganti bianche presentano invece più periodi di variabilità sovrapposti e sono raccolte nella classe delle [[Variabile Alfa Cygni|variabili Alfa Cygni]]<ref>{{cita web|url=http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/vizExec/w/getype?-plus=-+&B/gcvs&ACYG|titolo=Variability type ACYG|accesso=4 novembre 2014}}</ref>, il cui prototipo è [[Deneb]] ({{ST|Alfa|Cyg}}).
+[[File:Deneb.jpg|thumb|270px|right|[[Deneb]], la supergigante prototipo delle [[Variabile Alfa Cygni|variabili Alfa Cygni]].]]
+Alcune supergiganti e ipergiganti sono invece delle variabili eruttive, che manifestano periodicamente brillamenti ed esplosioni accompagnate da perdite di massa a volte ingenti. Esse sono raccolte nella classe delle [[Variabile S Doradus|variabili S Doradus]] o LBV (dall'acronimo inglese ''Luminous Blue Variable'', variabile blu luminosa). Quando sono in quiescenza vanno incontro a piccole variazioni di luminosità con periodi misurabili in decine di giorni. Nei periodi fra una esplosione e l'altra, che possono durare fino a centinaia di anni, le LBV sembrano essere normali supergiganti o ipergiganti. Molte delle stelle intrinsecamente più luminose conosciute sono variabili LBV<ref name=LBV>{{cita pubblicazione |titolo=Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars |autore=J. A. Guzik, C. C. Lovekin |rivista=Astronomical Review |anno=2012  |volume=7 |numero=3 |pagine=13-47 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012AstRv...7c..13G |accesso=5 novembre 2014}}</ref>.
+== Altri tipi di supergiganti ==
+La maggior parte delle supergiganti sono stelle massicce arrivate nella fase finale della loro evoluzione. Tuttavia ci sono altri tipi di stelle che vengono classificate come supergiganti sulla base della finezze delle linee del loro spettro e della loro luminosità, ma che non sono stelle massicce evolute. Verranno elencati alcuni di questi tipi.
+* Le stelle del [[ramo asintotico delle giganti]] (AGB) sono stelle di massa inferiore a {{M|8-10|-|MS}} giunte a una fase molto avanzata della loro evoluzione nella quale fondono l'[[elio]] in [[carbonio]] nei loro nuclei. Esse aumentano notevolmente il loro raggio (fino a {{M|1|-|UA}}) e la loro luminosità, diventano di colore rosso e perdono massa a ritmi molto elevati, anche a causa della loro instabilità che produce radicali cambiamenti nella struttura interna della stella e rilevanti pulsazioni termiche. Vista la loro luminosità, la rarefazione della loro atmosfere e il loro colore, esse presentano spettri simili a quelli delle supergiganti rosse. Non sono tuttavia destinate a non diventare delle supernovae, ma a formare delle [[Nebulosa planetaria|nebulose planetarie]] e a terminare la loro esistenza come [[nana bianca|nane bianche]]. Nonostante le caratteristiche del loro spettro, gli studiosi preferiscono tenerle separate dalle altre supergiganti a causa della loro piccola massa e del loro diverso destino finale<ref>{{cita web |url=http://www.astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter10.pdf |titolo=Late evolution of low- and intermediate-mass stars |autore=Norbert Langer |editore=Universität Bonn |accesso=6 novembre 2014 |formato=PDF }}</ref>.
+* Alcune stelle variabili come le [[Variabile RV Tauri|variabili RV Tauri]] e le [[Variabile PV Telescopii|variabili PV Telescopii]] sono spesso descritte come supergiganti a causa del loro spettro e della loro luminosità<ref>{{cita web |url=http://www.aavso.org/sites/default/files/vsots/rvtau.pdf |titolo=RV Tauri — The strange prototype of a strange class |formato=pdf |editore=AAVSO | autore=Matthew Templeton |accesso=7 novembre 2014 }}</ref><ref name=SimonC>{{cita pubblicazione | cognome=Jeffery | nome=C. Simon | titolo=Variable Star Designations for Extreme Helium Stars | rivista=Information Bulletin on Variable Stars | volume=5817 |pagine=1-7 | anno=2008 | url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2008IBVS.5817....1J |accesso=7 novembre 2014}}</ref>. Le prime in realtà stelle di piccola massa nello stadio AGB o addirittura [[Nebulosa protoplanetaria|post-AGB]], che hanno atmosfere estremamente rarefatte che formano nubi di gas che circondano la stella<ref>{{cita libro | cognome=Good | nome=Gary | titolo=Observing Variable Stars | editore=Springer | città=Londra | anno=2003 |url=http://books.google.it/books/about/Observing_Variable_Stars.html?id=k9ViYKvKRz0C&redir_esc=y| accesso=7 novembre 2014 |isbn=978-1-85233-498-7 |pp=88-90}}</ref>. Le seconde sono probabilmente [[Stella Be|stelle Be]] di tipo peculiare, molto povere di idrogeno. Forse sono anch'esse oggetti post-AGB<ref name=SimonC />.
+* Le [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]] sono stelle di grande massa molto evolute, generalmente più calde delle supergiganti blu, più piccole di esse, ma aventi luminosità comparabili, se non maggiori, a causa delle loro altissime temperature superficiali (25.000 - 150.000&nbsp;K). I loro spettri sono dominati dall'elio e dai [[metallicità|metalli]]. Si tratta di stelle in uno stadio evolutivo più avanzato di quello delle supergiganti, nel quale è stato perso il guscio superficiale di idrogeno che avvolgeva la stella scoprendo in tal modo il nucleo di elio. Esattamente come le stelle AGB si pongono in una regione del diagramma H-R vicina a quella delle supergiganti rosse, le stelle di Wolf-Rayet si pongono in una regione vicina a quella delle supergiganti blu più calde e delle stelle di sequenza principale di tipo O più calde e luminose<ref name=WRSHillier>{{cita web |url=http://kookaburra.phyast.pitt.edu/hillier/publications/Wolf_Rayet_paper.pdf |titolo=Wolf-Rayet Stars |autore=John Hillier  |editore=University of Pittsburgh |formato=PDF |accesso=7 novembre 2014 }}</ref>. Vi è inoltre una classe di stelle chiamate "[[Classificazione stellare#Stelle "barra"|stelle barra]]" e designate mediante il simbolo Of/WNL che presenta spettri aventi caratteristiche di tipo O, ma con sequenze simili a quelle delle Wolf-Rayet di tipo WNL. Si tratta di supergiganti di tipo O che stanno perdendo il loro guscio esterno di idrogeno a causa di [[vento stellare|venti stellari]] molto intensi<ref name="Walborn">{{cita pubblicazione|titolo=Multiwavelength Systematics of OB Spectra |autore=N. R. Walborn |rivista=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |anno=2008  |volume=33 |pagine=5-14 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2008RMxAC..33....5W |accesso=18 ottobre 2014}}</ref>. Esse quindi si trovano in uno stadio evolutivo intermedio fra quello di supergigante blu e di stella di Wolf Rayet<ref name=WRSHillier />. D'altra parte le stelle di tipo O di sequenza principale sono quasi indistinguibili dalle supergiganti blu in cui evolvono avendo temperature e luminosità simili e solo accurate analisi delle caratteristiche del loro spettro permette di distinguere le due classi di stelle.
+[[File:WR124.jpg|thumb|250px|left|270px|La [[stella di Wolf-Rayet]] [[WR 124]].]]
+* Le stelle [[Stella Be|stelle Be]] sono stelle di classe spettrale B circondate da [[Disco circumstellare|dischi circumstellari]] costituiti da materia [[gas]]sosa che si ritiene sia costituita da materiale espulso dalla stella. La lettera ''e'' sta per "emissione" e deriva dalle [[Linea spettrale|linee di emissione]] dell'idrogeno presenti nello spettro della stessa dovute alla presenza del disco stesso<ref>{{cita web |url=http://www.eso.org/~triviniu/documents/bigwork_print.pdf |titolo=Classical Be Stars Gaseous Discs Around the Most Rapidly Rotating Stars |autore=Thomas J. Rivinius |sito=ESO |formato=PDF |accesso=11 novembre 2014 }}</ref>. Alcune stelle Be hanno temperature e luminosità equivalenti a quelle delle supergiganti; altre stelle Be sono invece chiaramente differenti. Alcuni studiosi preferiscono tenere separate le stelle Be dalle supergiganti, viste le loro caratteristiche peculiari<ref>{{cita web |url=http://www.astrosurf.com/buil/us/bestar.htm |titolo=The spectroscopic Be stars Atlas |data=30 novembre 2008 |autore=Christian Buil |accesso=11 novembre 2014 }}</ref>, mentre altri classificano le stelle Be più luminose e massicce fra le supergiganti. La seconda opzione è divenuta maggiormente comune da quando si è compreso che il fenomeno Be si origina in stelle molto diverse fra loro grazie a meccanismi differenti; in certi casi queste stelle sono chiaramente nella fase di supergiganti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=An improved classification of B[e]-type stars |autore=H. Lamers ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=1998 |volume=340 |pagine=117-128 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...340..117L |doi= |accesso=9 novembre 2014}}</ref>.
+* Le [[Variabile R Coronae Borealis|variabili R Coronae Borealis]] sono solitamente classificate come supergiganti gialle. Esse manifestano a intervalli imprevedibili delle marcatissime diminuzioni di luminosità (fino a 9&nbsp;magnitudini) dovute alla formazione di nubi circumstellari di carbonio che oscurano la stella<ref>{{cita pubblicazione |titolo=R Coronae Borealis stars |autore=L- Skuljan, P. L. Cottrell |rivista=Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade |anno=2003 |volume=75 |pagine=45-52 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003POBeo..75...45S |accesso=11 novembre 2014}}</ref>. Sono in realtà stelle di massa media ({{M|0,8-0,9|-|MS}}), risultato della fusione di due nane bianche, costituite soprattutto da elio e carbonio<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Do R Coronae Borealis Stars form from Double White Dwarf Mergers? |autore=J. E. Staff ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=757 |numero=1 |pagine=id. 76 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...757...76S |doi=10.1088/0004-637X/757/1/76 |accesso=11 novembre 2014}}</ref>. Si tratta quindi di oggetti esotici molto differenti dalle altre supergiganti.
+== Esempi noti ==
+Le stelle di classe spettrale O sono molto rare e hanno inoltre una vita relativamente breve. Di conseguenza, le supergiganti, che discendono da questo tipo di stelle, rappresentano una piccolissima frazione delle stelle esistenti. Ciononostante, essendo le supergiganti stelle estremamente luminose, esse sono visibili dalla Terra a occhio nudo anche a centinaia o addirittura migliaia di [[anno luce|anni luce]] di distanza. Pertanto, esistono molti esempi di supergiganti visibili a occhio nudo, fra cui alcune delle stelle più luminose della [[volta celeste]].
+[[File:Orion Belt.jpg|thumb|right|270px|La [[Cintura di Orione]]. Da sinistra, le supergiganti [[Alnitak]] e  [[Alnilam]], a destra la [[gigante brillante]] [[Mintaka]].]]
+[[Canopo]], la seconda [[Lista delle stelle più brillanti del cielo notturno osservabile|stelle più brillante del cielo notturno]] dopo [[Sirio]], è una [[supergigante gialla]] di classe spettrale F0Ib, distante circa {{M|300|-|anni luce}} dal sistema solare<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Diameter and photospheric structures of Canopus from AMBER/VLTI interferometry |autore=A. Domiciano de Souza ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2008 |volume=489 |numero=2 |pagine=L5-L8 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...489L...5D |doi=10.1051/0004-6361:200810450 |accesso=11 novembre 2014}}</ref>. [[Rigel]], la stella più luminosa della [[costellazione]] di [[Orione (costellazione)|Orione]] nonché la settima stella più brillante del cielo notturno, è una supergigante blu di classe spettrale B8Iab, distante circa {{M|850|-|anni luce}}<ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=rigel&submit=SIMBAD+search |titolo=Bet Ori |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso=11 novembre 2014 }}</ref>, mentre [[Betelgeuse]] e [[Antares]], rispettivamente la decima e la sedicesima stella più luminosa del cielo, sono due tipiche supergiganti rosse di classe spettrale M che presentano fenomeni di variabilità irregolare o semiregolare. Esse hanno un raggio di dimensioni enormi (850-1000&nbsp;R<sub>☉</sub>), che le fa annoverare fra [[Stelle più grandi conosciute|le stelle più grandi conosciute]]<ref>{{cita web |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/antares.html |titolo=Antares |autore=Jim Kaler |sito=Stars |editore=University of Illinois |accesso=11 novembre 2014 }}</ref><ref>{{cita web |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/betelgeuse.html |titolo=Betelgeuse |autore=Jim Kaler |sito=Stars |editore=University of Illinois |accesso=11 novembre 2014 }}</ref>. [[Deneb]], la diciannovesima stella più luminosa del cielo, è la stella di prima magnitudine più lontana dal Sole ({{M|1400-3200|-|anni luce}}). Si tratta di una supergigante bianca di classe spettrale A2Iae, prototipo delle [[Variabile Alfa Cygni|variabili Alfa Cygni]]<ref>{{cita web |url=http://earthsky.org/brightest-stars/deneb-among-the-farthest-stars-to-be-seen |titolo=Deneb is a distant and very luminous star |autore=Larry Sessions |sito=EarthSky |accesso=11 novembre 2014 }}</ref>.
+Altre supergiganti visibili a occhio nudo degne di nota sono [[Alnilam]] e [[Alnitak]], due supergiganti blu, che assieme a [[Mintaka]] formano il celeberrimo [[asterismo]] della [[Cintura di Orione]]<ref>{{cita web |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap131212.html |titolo=Alnitak, Alnilam, Mintaka  |sito=APOD |editore=NASA |accesso=12 novembre 2014 }}</ref>; {{STL|Mu|Cep}}, una delle stelle più grandi conosciute (1400&nbsp;R<sub>☉</sub>), vicina al limite massimo di grandezza che una stella può raggiungere<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought |autore=E. M. Levesque ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=628 |numero=2 |pagine=973-985 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...628..973L |doi=10.1086/430901 |accesso=12 novembre 2014}}</ref>; {{STL|Rho|Cas}}, forse la stella più distante visibile ad occhio nudo ({{M|8000-10000|-|anni luce}})<ref>{{cita web |url=http://www.peterlinde.net/index.php/en/a-cosmic-perspective/119-hur-langt-bort-aer-stjaernorna.html |titolo=How Far Away Are the Stars? |accesso=12 novembre 2014 }}</ref> e {{STL|Delta|Cep}}, il famoso prototipo delle [[Variabile Cefeide|variabili cefeidi]]<ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=delta+cephei&submit=SIMBAD+search |titolo=Del Cep |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso=12 novembre 2014 }}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.aavso.org/vsots_delcep |titolo=Delta Cephei |autore= Kerri Malatesta |data=26 febbraio 2013 |editore=AAVSO |accesso=12 novembre 2014 }}</ref>.
+== Note ==
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 == Voci correlate ==
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Stella supergigante: differenze tra le versioni

Versione delle 19:17, 12 nov 2014

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Progenitrici di supernovae

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Altri tipi di supergiganti

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Stella supergigante: differenze tra le versioni

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