They are massive enough to begin helium-core burning gently before the core becomes degenerate, without a flash and without the strong dredge-ups that lower-mass stars experience.
Mereka cukup besar untuk memulai membakar helium-inti sebelum inti berdegenerasi, tanpa flash dan pengerukan kuat yang biasanya dilalui bintang bermassa rendah.
Also because of their high masses, they are destined to explode as supernovae.
Karena mereka begitu masif, mereka selalu berakhir meledak sebagai supernova.
There are supergiant stars at all of the main spectral classes and across the whole range of temperatures, from mid-M class stars at around 3,400 K to the hottest O class stars over 40,000 K. Supergiants are generally not found cooler than mid-M class.
Semua super raksasa datang di semua kelas spektrum utama dan di seluruh jajaran suhu mulai dari bintang kelas M di sekitar 3.000 sampai 3.450 K, sampai bintang kelas O yang lebih dari 40.000 K. Atmosfer super raksasa dingin dicirikan oleh medan kecepatan kompleks yang berasal dari proses konveksi dan berdenyut yang belum sepenuhnya dipahami.
This is expected theoretically since they would be catastrophically unstable; however, there are potential exceptions among extreme stars such as VX Sagittarii.
Ini diharapkan secara teoretis karena mereka akan sangat tidak stabil, tetapi, ada pengecualian potensial di antara bintang-bintang ekstrem seperti VX Sagittarii.
These variations are due partly to different methods for assigning luminosity classes at different spectral types, and partly to actual physical differences in the stars.
Variasi ini sebagian disebabkan oleh metode yang berbeda untuk menetapkan kelas luminositas pada tipe spektrum yang berbeda, dan sebagian karena perbedaan fisik aktual pada bintang.
This means that hot supergiants lie on a relatively narrow band above bright main-sequence stars.
Ini berarti bahwa super raksasa panas terletak pada pita yang relatif sempit di atas bintang-bintang urutan utama yang cerah.
The abundance of various elements at the surfaces of supergiants is different from less luminous stars.
Kelimpahan berbagai elemen di permukaan super raksasa berbeda dengan bintang yang kurang bercahaya.
Cool supergiants show enhanced helium and nitrogen at the surface, caused by convection of these fusion products to the surface during the main sequence of very massive stars, by dredge-ups during shell burning, or by the loss of the outer layers of the star.
Super raksasa dingin tampaknya telah meningkatkan helium dan nitrogen ke permukaannya karena konveksi produk fusi ini ke permukaan selama urutan utama bintang yang sangat masif.
Post-red-supergiant stars have a generally higher level of nitrogen relative to carbon due to convection of CNO-processed material to the surface and the complete loss of the outer layers.
Bintang super raksasa pasca-merah memiliki tingkat nitrogen yang relatif lebih tinggi terhadap karbon karena konveksi bahan yang diproses CNO ke permukaan dan hilangnya lapisan terluar.
Due to their extreme masses, they have short lifespans, between 30 million years and a few hundred thousand years.
Mereka memiliki rentang hidup yang sangat singkat, hidup dari 30 juta hingga hanya beberapa ratus ribu tahun.
They are observed mainly in young galactic structures such as open clusters, in the arms of spiral galaxies, and in irregular galaxies.
Mereka biasanya diamati dalam struktur kosmik muda seperti gugus terbuka, dengan galaksi spiral, dan galaksi tidak teratur.
Also unlike lower-mass stars, red supergiants are massive enough to fuse elements heavier than helium, so they do not puff off their atmospheres as planetary nebulae after a period of hydrogen and helium shell burning; instead, they continue to burn heavier elements in their cores until they collapse.
Juga tidak seperti bintang bermassa rendah super raksasa cukup besar untuk meleburkan unsur yang lebih berat dari helium, dan karenanya mereka tidak membubarkan atmosfer mereka sebagai nebula planet, sebaliknya, mereka terus membakar elemen yang lebih berat di inti mereka runtuh.
They cannot lose enough mass to form a white dwarf, so they will leave behind a neutron star or black hole remnant, usually after a core-collapse supernova explosion.
Dengan demikian, mereka tidak bisa kehilangan cukup massa untuk mencapai katai putih, karena itu, mereka akan meninggalkan bintang neutron atau sisa lubang hitam, biasanya setelah ledakan supernova inti-runtuh.