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Le supergiganti rosse [[evoluzione stellare|evolvono]] da stelle aventi una massa iniziale compresa fra ≈{{M|10|-|masse solari}} e ≈{{M|40|-|masse solari}}<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective |autore=Georges Meynet |etal=si |rivista=Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege |anno=2011 |volume=80 |pp=266-278 | arxiv=1101.5873|accesso=20 dicembre 2018}}</ref><ref>{{cita web |url=https://www.astro.ru.nl/~onnop/education/stev_utrecht_notes/chapter12-13.pdf |titolo=Pre-supernova evolution of massive stars |autore=Onno Pols |editore=Radboud University |accesso=20 dicembre 2018}}</ref>. Durante la loro fase di permanenza nella [[sequenza principale]] tali stelle si presentano come molto calde e luminose, a causa della rapida fusione dell'[[idrogeno]] tramite il [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]] nei loro nuclei [[Convezione|convettivi]], e appartengono alle prime sottoclassi della [[Stella di classe B V|classe B]] o alle ultime sottoclassi della [[Stella di classe O V|classe O]]. Esse hanno temperature superficiali comprese fra {{M|25000|-|K}} e {{M|32000|-|K}} e luminosità comprese fra 10.000 e 100.000 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]]. Contrariamente a quanto avviene nel [[Sole]], gli strati superficiali di queste stelle non sono convettivi<ref name=ekstrom/>. Bruciando molto velocemente il loro combustibile nucleare, queste stelle esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei in soli 5-20 milioni di anni, un tempo molto più breve di quello di una stella come il Sole, che impiega diversi miliardi di anni per compiere lo stesso percorso evolutivo.
Alla fine della loro permanenza nella sequenza principale, queste stelle presentano un nucleo di elio molto massiccio, che, non più sostenuto dalle reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno, si contrae e aumenta la sua temperatura. La fusione dell'idrogeno continua invece in un guscio che circonda tale nucleo<ref name=ekstrom/>. La contrazione del nucleo e l'innalzamento della sua temperatura causa l'espansione dell'inviluppo di idrogeno che circonda la zona centrale, in cui avvengono le reazioni nucleari<reF>{{Cita conferenza | autore=C. Georgy |titolo=Evolution models of red supergiants |data=28 luglio 2017 | conferenza=The Lives and Death-Throes of Massive Stars | organizzazione=J.J. Eldridge, J.C. Bray, L.A.S. McClelland, L. Xiao |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pp=193-198 |DOI=10.1017/S1743921317003179 |url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1017/S1743921317003179 |accesso=25 dicembre 2018 }}</ref>. Questo processo è molto simile a quello che avviene nelle stelle meno massicce, appartenenti al [[ramo delle giganti rosse]]. Nel caso delle supergiganti, tuttavia, in ragione della loro massa maggiore, l'espansione dilata il volume della stella fino a dimensioni enormi. Il raggio di una supergigante rossa può superare di gran lunga i 1000 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]] e avvicinarsi ai 2000 R<sub>☉</sub>. Questo fa delle supergiganti rosse le stelle più grandi conosciute.
Espandendosi, la stella diminuisce la sua [[temperatura superficiale]] e passa dalla classe O alla classe M in un tempo astronomicamente breve. Poiché il tempo passato nello stadio di [[supergigante gialla]] è molto minore rispetto a quello che poi la stella passerà in quello di supergigante rossa, è rivelabile un numero di supergiganti rosse molto maggiore rispetto a quello delle supergiganti gialle. In questo passaggio la stella aumenta la sua luminosità di circa tre volte. Tale incremento è molto meno drammatico di quello che avviene nelle stelle di massa media e piccola, quando entrano nello stadio di [[gigante rossa]]. Di conseguenza, mentre le stelle con massa simile a quella del Sole percorrono una traccia nel diagramma H-R che le porta verso l'alto e verso la destra
L'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo delle supergiganti è, in seguito all'espansione, estremamente rarefatto. In esso, si sviluppano enormi zone convettive che penetrano a fondo all'interno della stella e che portano in superficie i prodotti delle reazioni nucleari, in particolare l'[[azoto]]<ref name=heger>{{cita pubblicazione|doi=10.1086/308158|titolo=Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure|rivista=The Astrophysical Journal|volume=528|pp=368–396|anno=2000|cognome1=Heger|nome1=A.|cognome2=Langer|nome2=N.|cognome3=Woosley|nome3=S. E.|bibcode=2000ApJ...528..368H|arxiv = astro-ph/9904132 |accesso=28 dicembre 2018 }}</ref>.
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La fase di supergigante rossa dura 1-2 milioni di anni. Quando le condizioni di pressione e temperatura del nucleo lo permettono, le stelle supergiganti rosse innescano la [[Processo tre alfa|fusione dell'elio]]. Successivamente, quando la temperatura raggiunge il valore di {{M|6|e=6|-|T}} e la densità il valore di {{M|2|e=6 |-|kg/m3}}<ref name=Ryan>{{Cita libro| autore=Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. | titolo=Stellar Evolution and Nucleosynthesis | anno=2010 | pagine=135|isbn=978-0-521-13320-3|editore=Cambridge University Press|url=http://books.google.com/?id=PE4yGiU-JyEC&q=carbon+burning#v=onepage&q=carbong%20burning&f=false|accesso=29 novembre 2018}}</ref>, viene innescata la [[Processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]]. A questo punto, l'evoluzione della stella subisce una notevole accelerazione e in poche migliaia di anni vengono creati elementi sempre più pesanti fino al [[ferro]]. Nel giro di qualche giorno, il nucleo di ferro che la stella ha costruito collassa e viene prodotta una [[supernova]]. Il tipo di supernova prodotto dipende dalla massa iniziale della stella e da altri fattori quali la [[metallicità]]. In genere, le stelle più massicce e quelle più ricche di metalli perdono quantitativi maggiori di massa durante la fase di supergigante rossa a causa del [[vento stellare]]<ref name=Pettini>{{cita web |url=https://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture15.pdf |titolo=Post-Main Sequence Evolution II: Massive Stars |autore=M. Pettini |sito=Institute of Astronomy, University of Cambridge |accesso=20 dicembre 2018}}</ref>. A metallicità solare, le stelle con massa inferiore a {{M|15|-|masse solari}} subiscono una moderata perdita di massa durante la fase di supergiganti rosse e conservano gran parte del loro inviluppo di idrogeno. Esse quindi esplodono in [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II-P]]<ref name=ekstrom/><ref name=heger/>. Le stelle con masse comprese fra {{M|15|-|masse solari}} e {{M|25|-|masse solari}} sperimentano perdite di massa più importanti durante la loro fase di permanenza fra le supergiganti rosse, ma non tali da rimuovere completamente il loro strato di idrogeno superficiale. Esse esplodono in [[Supernova di tipo II|supernovae di tipo II-L e IIb]], nelle quali le [[Linea spettrale|linee]] dell'idrogeno sono inizialmente presenti, ma scompaiono dopo breve tempo<ref name=woosley>{{cita pubblicazione|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015|titolo=The evolution and explosion of massive stars|rivista=Reviews of Modern Physics|volume=74|numero=4|pp=1015–1071|year=2002|cognome1=Woosley|nome1=S. E.|cognome2=Heger|nome2=A.|cognome3=Weaver|nome3=T. A.|bibcode=2002RvMP...74.1015W}}</ref>. Le stelle con massa compresa fra {{M|25|-|masse solari}} e {{M|40|-|masse solari}} subiscono ingenti perdite di massa durante la loro fase di supergiganti rosse, che rimuovono completamente l'inviluppo di idrogeno facendole diventare delle [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]]. Esse esplodono in [[Supernovae di tipo Ib e Ic|supernovae di tipo Ib]], in cui le linee dell'idrogeno non sono presenti<ref name=meynet/>.
Le previsioni dei modelli teorici sembrano essere confermate dalle osservazioni. Le progenitrici delle supernovae di tipo II-P hanno temperature comprese fra 3500 K e 4400 K e luminosità comprese fra 20000 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]] e 200000 L<sub>☉</sub>, che sono parametri che ci si aspetta di osservare nelle supergiganti rosse meno massicce. È stato osservato un piccolo numero di progenitrici di supernovae di tipo II-L e IIb; esse sembrano comunque avere una luminosità che si aggirano intorno ai 100000 L<sub>☉</sub> e temperature che possono arrivare a 6000 K. C'è una buona corrispondenza fra questi parametri e quelli delle supergiganti rosse di massa intermedia, che sono andate incontro a moderate perdite di massa. Le supergiganti rosse più massicce non sembrano essere invece progenitrici di supernovae, confermando che esse
== Problemi di definizione ==
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