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Se si adotta questa definizione evolutiva di supergigante e se si definiscono le supergiganti rosse come quelle supergiganti che, espandendosi, passano dalla classe spettrale O o B alla classe K o M, allora sono definibili come supergiganti rosse le stelle aventi una massa iniziale compresa fra ≈10 M<sub>☉</sub> e ≈40 M<sub>☉</sub> in avanzato stato evolutivo. Il limite inferiore di questo intervallo è costituito dalle stelle che non sviluppano mai le condizioni interne sufficienti alla creazione di un nucleo di [[ferro]]: le stelle con massa inferiore a ≈8 M<sub>☉</sub> arrivano a possedere un nucleo degenere di [[carbonio]], che non raggiunge mai le condizioni sufficienti ad essere fuso in elementi più pesanti. Le stelle con masse comprese fra ≈8 M<sub>☉</sub> e ≈10 M<sub>☉</sub> in avanzato stadio evolutivo possiedono un nucleo degenere composto da [[neon]], [[magnesio]] e [[ossigeno]], che non raggiunge le condizioni sufficienti per essere fuso in ferro. Invece, le stelle con masse superiori a ≈10 M<sub>☉</sub>, sviluppano alla fine della loro evoluzione un nucleo di ferro, che collassa facendo esplodere la stella in una [[supernova]]<ref name=ekstrom>{{cita pubblicazione|bibcode=2012A&A...537A.146E|titolo=Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M<sub>⊙</sub> at solar metallicity (Z = 0.014)|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=537|pagine=A146|cognome=Ekström|nome=S.|etal=si|anno=2012|doi=10.1051/0004-6361/201117751|arxiv = 1110.5049|accesso=21 dicembre 2018 }}</ref>. Stelle con masse iniziali superiori a ≈40 M<sub>☉</sub> (in alcuni modelli, ≈30 M<sub>☉</sub><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Temperatures of Red Supegiants |autore=Ben Davies et al. |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 |volume=767 |numero=1 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/767/1/3/meta |doi=10.1088/0004-637X/767/1/3 |accesso=18 novembre 2019}}</ref>) perdono ingenti quantità di massa a causa di intensi [[vento stellare|venti stellari]] durante la loro permanenza nella sequenza principale, che rimuovono buona parte dell'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo. Questo fa sì che esse non diventino mai delle supergiganti rosse, ma evolvano direttamente in [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]], nelle quali il nucleo di elio della stella è esposto. Solo le stelle con massa compresa fra questi due limiti diventano dunque delle supergiganti rosse.
Le stelle con una massa inferiore a ≈10 M<sub>☉</sub> nella fase finale della loro evoluzione, durante la quale fondono l'elio, ascendono il [[ramo asintotico delle giganti]] (AGB). In questa fase diventano molto luminose e si espandono notevolmente, diminuendo la loro temperatura. Specie quelle più massicce, possono raggiungere dimensioni enormi, con raggi anche pari a 1000 R<sub>☉</sub><ref name="Doherty">{{cita pubblicazione|autore=|nome=C.|cognome=Doherty|anno=2017|titolo=Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors|rivista=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=34|numero=|pp=id.e056|lingua=en|accesso=14 dicembre 2018|doi=10.1017/pasa.2017.52|bibcode=2017PASA...34...56D|url=https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/superagb-stars-and-their-role-as-electron-capture-supernova-progenitors/E41F4EB711EA089A9AE90234575660D6|etal=si}}</ref>. Superficialmente le stelle AGB sono praticamente indistinguibili dalle supergiganti rosse presentando linee spettrali molto simili<ref name="Doherty">{{cita pubblicazione|autore=|nome=C.|cognome=Doherty|anno=2017|titolo=Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors|rivista=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=34|numero=|pp=id.e056|lingua=en|accesso=28 novembre 2018|doi=10.1017/pasa.2017.52|bibcode=2017PASA...34...56D|etal=si}}</ref>. Tuttavia, spesso i ricercatori preferiscono non classificare le stelle AGB come supergiganti a causa del loro diverso percorso evolutivo e del loro diverso destino finale. La grande maggioranza delle stelle AGB infatti non esplode in supernovae, ma termina la sua esistenza quando, dopo avere espulso il proprio inviluppo di idrogeno e avere così prodotto una [[nebulosa planetaria]], diventano delle [[nana bianca|nane bianche]]. Le stelle AGB, inoltre, presentano composizioni chimiche leggermente diverse da quelle delle supergiganti e, essendo spesso [[Variabile Mira|variabili Mira]], variazioni di luminosità più regolari<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=2009A&A...506.1277G|titolo=Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and red supergiants|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=506|numero=3|pp=1277–1296|cognome1=Groenewegen|nome1=M. A. T.|cognome2=Sloan|nome2=G. C.|cognome3=Soszyński|nome3=I.|cognome4=Petersen|nome4=E. A.|anno=2009|doi=10.1051/0004-6361/200912678|arxiv = 0908.3087 }}</ref>. Fra le stelle AGB, le più simili alle supergiganti rosse sono le stelle super-AGB, che rappresentano la stadio evolutivo finale delle stelle aventi massa iniziale compresa fra ≈8 M<sub>☉</sub> e ≈10 M<sub>☉</sub>. Esse fondono il carbonio, sviluppano temperature del nucleo molto altre, si espandono notevolmente durante la fase AGB, e possono esplodere in supernovae. Tuttavia il processo che porta all'esplosione è differente rispetto a quello che avviene nelle supergiganti. Infatti le stelle super-AGB non arrivano mai a sviluppare un nucleo di ferro che collassa. Invece, possono raggiungere nel loro nucleo condizioni di temperatura e densità tali da innescare processo di [[cattura elettronica]], che fa diminuire la pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degenerati]] che sostengono il nucleo, portandolo al collasso<ref name=sagb>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/520872|titolo=The Supernova Channel of Super‐AGB Stars|rivista=The Astrophysical Journal|volume=675|pp=614–625|anno=2008|cognome1=Poelarends|nome1=A. J. T.|cognome2=Herwig|nome2=F.|cognome3=Langer|nome3=N.|cognome4=Heger|nome4=A.|bibcode=2008ApJ...675..614P|arxiv = 0705.4643 }}</ref>. Se non esplodono in questo modo, le stelle super-AGB danno origine a [[nana bianca#Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M☉): nane O-Ne-Mg|nane bianche al neon, magnesio e ossigeno]]. Nonostante le indubbie somiglianze fra le stelle super-AGB e le supergiganti rosse, si preferisce spesso distinguerle a causa della mancata produzione di ferro nelle fasi evolutive finali.
Il seguente specchietto illustra l'evoluzione delle stelle con massa compresa fra 2 e 60 M<sub>☉</sub>:
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