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Le stelle che appartengono alla classe delle supergiganti esibiscono [[linea spettrale|linee spettrali]] molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla [[sequenza principale]]. Le linee assottigliate si presentano solitamente quando l'[[atmosfera]] di una stella 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=16 dicembre 2018 }}</ref>. D'altra parte, una atmosfera rarefatta è indice del fatto che la stella si è espansa, aumentando il suo volume e, di conseguenza, anche la sua superficie radiante, facendo innalzare 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=978-0-495-39273-6 |p=112}}</ref>. L'assottigliamento delle linee spettrali è più pronunciato nelle stelle supergiganti rispetto a quelle giganti, indicando una enorme superficie radiante e quindi una luminosità molto elevata. Le stelle supergiganti occupano quindi solitamente 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 |autore1=R. M. Humphreys |autore2= K. Davidson |rivista=Astrophysical Journal |anno=1979 |volume=232 |pp=409-420 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..409H |doi=10.1086/157301 |accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le [[Stella Be|stelle Be]].
La classe delle supergiganti è ulteriormente divisa in due sottoclassi, quella delle supergiganti meno luminose, indicata con Ib, e quella delle supergiganti brillanti indicata con Ia. L'indicazione Iab per riferirsi a una classe intermedia fra le due è abbastanza usuale. Stelle eccezionalmente luminose, aventi gravità superficiali estremamente basse, con segni di grandi perdite di massa vengono a volte designate con la classe di luminosità 0 (zero), sebbene ciò sia abbastanza raro<ref>{{cita pubblicazione|bibcode=1992A&A...263..123P|titolo=Photometry of yellow semiregular variables - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)|url= http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1992A%26A...263..123P|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=263|pp=123-128|cognome1=Percy|nome1=J. R.|cognome2=Zsoldos|nome2=E.|anno=1992|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Più frequenti sono le designazioni Ia-0 o Ia<sup>+</sup><ref>{{cita pubblicazione|bibcode=1992A&A...259..600A|titolo=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1992A%26A...259..600A|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=259|pp=600-606|cognome1=Achmad|nome1=L.|cognome2=Lamers|nome2=H. J. G. L. M.|cognome3=Nieuwenhuijzen|nome3=H.|cognome4=Van Genderen|nome4=A. M.|anno=1992|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>. Queste supergiganti eccezionalmente luminose vengono talvolta chiamate ''[[Stella ipergigante|ipergiganti]]''<ref>{{cita pubblicazione|doi=10.1007/s001590050009|titolo=The yellow hypergiants|rivista=Astronomy and Astrophysics Review|volume=8|numero=3|pp=145–180|anno=1998|cognome=De Jager|nome=Cornelis|bibcode=1998A&ARv...8..145D|accesso=16 dicembre 2018}}</ref>.
Le ==Formation==
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