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En astronomía , un gigante azul es una estrella caliente con una clase de luminosidad de III ( gigante ) o II ( gigante brillante ). En el diagrama estándar de Hertzsprung-Russell , estas estrellas se encuentran arriba ya la derecha de la secuencia principal .
El término se aplica a una variedad de estrellas en diferentes fases de desarrollo, todas las estrellas evolucionadas que se han movido de la secuencia principal pero tienen poco más en común, por lo que el gigante azul simplemente se refiere a estrellas en una región particular del diagrama HR en lugar de una específica. tipo de estrella. Son mucho más raras que las gigantes rojas , porque solo se desarrollan a partir de estrellas más masivas y menos comunes, y porque tienen una vida corta en la etapa de gigante azul.
El nombre de gigante azul a veces se aplica incorrectamente a otras estrellas luminosas de gran masa, como las estrellas de la secuencia principal, simplemente porque son grandes y calientes. [1]
Propiedades
Gigante azul no es un término estrictamente definido y se aplica a una amplia variedad de diferentes tipos de estrellas. Lo que tienen en común es: un aumento moderado de tamaño y luminosidad en comparación con las estrellas de la secuencia principal de la misma masa o temperatura, y son lo suficientemente calientes como para ser llamadas azules, lo que significa clase espectral O, B y, a veces, temprana A. Tienen temperaturas de alrededor de 10,000 K hacia arriba, masas de secuencia principal de edad cero (ZAMS) mayores que aproximadamente el doble del Sol ( M ☉ ) y magnitudes absolutas alrededor de 0 o más brillantes. Estas estrellas tienen sólo de 5 a 10 veces el radio del Sol ( R ☉ ), en comparación con las gigantes rojas que tienen hasta 100 R ☉ .
Las estrellas más frías y menos luminosas denominadas gigantes azules están en la rama horizontal , estrellas de masa intermedia que han pasado por una fase de gigante roja y ahora están quemando helio en sus núcleos. Dependiendo de la masa y la composición química, estas estrellas se mueven gradualmente hacia las salas azules hasta que agotan el helio en sus núcleos y luego regresan hacia el rojo a la rama gigante asintótica (AGB). Las estrellas variables RR Lyrae , generalmente con tipos espectrales de A, se encuentran en el medio de la rama horizontal. Las estrellas de rama horizontal más calientes que la brecha RR Lyrae generalmente se consideran gigantes azules y, a veces, las propias estrellas RR Lyrae se denominan gigantes azules a pesar de que algunas de ellas son de clase F. [2] Las estrellas más calientes, estrellas de rama horizontal azul (BHB), se denominan estrellas de rama horizontal extrema (EHB) y pueden ser más calientes que las estrellas de la secuencia principal de la misma luminosidad. En estos casos, se les llama estrellas subenanas azules (sdB) en lugar de gigantes azules, nombradas así por su posición a la izquierda de la secuencia principal en el diagrama HR en lugar de por su mayor luminosidad y temperatura en comparación con cuando ellas mismas eran estrellas de la secuencia principal. . [3]
No existen límites superiores estrictos para las estrellas gigantes, pero los primeros tipos O se vuelven cada vez más difíciles de clasificar por separado de las estrellas de secuencia principal y supergigantes, tienen tamaños y temperaturas casi idénticos a las estrellas de la secuencia principal a partir de las cuales se desarrollan, y vidas muy cortas. Un buen ejemplo es la estrella de Plaskett , una binaria cercana que consta de dos gigantes de tipo O, ambos de más de 50 M ☉ , temperaturas superiores a 30.000 K y más de 100.000 veces la luminosidad del Sol ( L ☉ ). Los astrónomos aún difieren sobre si clasificar al menos una de las estrellas como supergigante, basándose en sutiles diferencias en las líneas espectrales. [4]
Evolución
Las estrellas que se encuentran en la región gigante azul del diagrama HR pueden estar en etapas muy diferentes de sus vidas, pero todas son estrellas evolucionadas que han agotado en gran medida sus suministros centrales de hidrógeno.
En el caso más simple, una estrella luminosa caliente comienza a expandirse a medida que se agota el hidrógeno de su núcleo, y primero se convierte en una subgigante azul y luego en una gigante azul, volviéndose más fría y más luminosa. Las estrellas de masa intermedia continuarán expandiéndose y enfriándose hasta convertirse en gigantes rojas. Las estrellas masivas también continúan expandiéndose a medida que avanza la combustión de la capa de hidrógeno, pero lo hacen con una luminosidad aproximadamente constante y se mueven horizontalmente a lo largo del diagrama HR. De esta manera pueden pasar rápidamente a través de las clases de gigante azul, gigante azul brillante, supergigante azul y supergigante amarillo, hasta convertirse en supergigantes rojas. La clase de luminosidad para tales estrellas se determina a partir de líneas espectrales que son sensibles a la gravedad de la superficie de la estrella, y las estrellas más expandidas y luminosas reciben clasificaciones I (supergigantes) mientras que las estrellas algo menos expandidas y más luminosas reciben luminosidad II o III . [5] Debido a que son estrellas masivas con vidas cortas, muchas gigantes azules se encuentran en asociaciones OB , que son grandes colecciones de estrellas jóvenes débilmente unidas.
Las estrellas BHB están más evolucionadas y tienen núcleos de helio, aunque todavía tienen una extensa envoltura de hidrógeno. También tienen masas moderadas alrededor de 0.5-1.0 M ☉, por lo que a menudo son mucho más viejos que los gigantes azules más masivos. [6] El BHB toma su nombre de la prominente agrupación horizontal de estrellas que se ve en los diagramas de color y magnitud para cúmulos más antiguos, donde las estrellas de la misma edad que queman helio se encuentran en una variedad de temperaturas con aproximadamente la misma luminosidad. Estas estrellas también evolucionan a través de la etapa de quema de helio del núcleo a una luminosidad constante, primero aumentando de temperatura y luego disminuyendo nuevamente a medida que se mueven hacia el AGB. Sin embargo, en el extremo azul de la rama horizontal, forma una "cola azul" de estrellas con menor luminosidad, y ocasionalmente un "gancho azul" de estrellas aún más calientes. [7]
Hay otras estrellas calientes altamente evolucionadas que generalmente no se denominan gigantes azules: las estrellas Wolf-Rayet , muy luminosas y que se distinguen por sus temperaturas extremas y sus prominentes líneas de emisión de helio y nitrógeno; estrellas post-AGB que forman nebulosas planetarias , similares a las estrellas Wolf-Rayet pero más pequeñas y menos masivas; rezagadas azules , estrellas azules luminosas poco comunes observadas aparentemente en la secuencia principal en cúmulos donde las estrellas de la secuencia principal de su luminosidad deberían haber evolucionado a gigantes o supergigantes; y las verdaderas supergigantes azules , las estrellas más masivas evolucionaron más allá de las gigantes azules y se identificaron por los efectos de una mayor expansión en sus espectros.
Un grupo de estrellas puramente teórico podría formarse cuando las enanas rojas finalmente agoten su núcleo de hidrógeno en billones de años en el futuro. Estas estrellas son convectivas a través de su profundidad y se espera que aumenten muy lentamente tanto su temperatura como su luminosidad a medida que acumulan más y más helio hasta que finalmente no pueden sostener la fusión y colapsan rápidamente en enanas blancas. Aunque estas estrellas pueden volverse más calientes que el Sol , nunca serán más luminosas, por lo que difícilmente son gigantes azules como las vemos hoy. Se ha acuñado el nombre de enana azul, aunque ese nombre podría resultar fácilmente confuso. [8]
Referencias
- ^ "¿Cuál es el ciclo de vida de una estrella gigante azul?" . Consultado el 11 de diciembre de 2017 .
- ^ Lee, Y. -W. (1990). "Sobre el efecto de cambio de período de Sandage entre las estrellas de campo RR Lyrae". El diario astrofísico . 363 : 159. Código Bibliográfico : 1990ApJ ... 363..159L . doi : 10.1086 / 169326 .
- ^ Geier, S .; Heber, U .; Heuser, C .; Classen, L .; o'Toole, SJ; Edelmann, H. (2013). "La estrella SB 290 subenana B - Un rotador rápido en la rama horizontal extrema". Astronomía y Astrofísica . 551 : L4. arXiv : 1301.4129 . Bibcode : 2013A y A ... 551L ... 4G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201220964 . S2CID 38686139 .
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- ^ Da Costa, GS; Rejkuba, M .; Jerjen, H .; Grebel, EK (2010). "Estrellas antiguas más allá del grupo local: variables de RR Lyrae y estrellas de rama horizontal azul en galaxias enanas del grupo escultor". El diario astrofísico . 708 (2): L121. arXiv : 0912.1069 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 708L.121D . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 708/2 / L121 . S2CID 204938705 .
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