Una supergigante azul ( BSG ) es una estrella luminosa y caliente , a menudo denominada supergigante OB . Tienen clase de luminosidad I y clase espectral B9 o anterior. [1]
Las supergigantes azules se encuentran en la parte superior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell , arriba y a la derecha de la secuencia principal. Son más grandes que el Sol pero más pequeños que una supergigante roja , con temperaturas superficiales de 10.000 a 50.000 K y luminosidades de aproximadamente 10.000 a un millón de veces la del Sol.
Formación
Las supergigantes son estrellas evolucionadas de gran masa, más grandes y más luminosas que las estrellas de la secuencia principal . Las estrellas de clase O y clase B temprana con masas iniciales alrededor de 10-300 M ☉ evolucionan alejándose de la secuencia principal en solo unos pocos millones de años a medida que su hidrógeno se consume y los elementos pesados comienzan a aparecer cerca de la superficie de la estrella. Estas estrellas suelen convertirse en supergigantes azules, aunque es posible que algunas de ellas evolucionen directamente a estrellas Wolf-Rayet . [2] La expansión a la etapa supergigante ocurre cuando el hidrógeno en el núcleo de la estrella se agota y comienza la combustión de la capa de hidrógeno, pero también puede deberse a que los elementos pesados son arrastrados hacia la superficie por convección y pérdida de masa debido al aumento de la presión de radiación . [3]
Las supergigantes azules han evolucionado recientemente a partir de la secuencia principal, tienen luminosidades extremadamente altas, altas tasas de pérdida de masa y, en general, son inestables. Muchos de ellos se convierten en variables azules luminosas (LBV) con episodios de pérdida de masa extrema. Las supergigantes azules de masa inferior continúan expandiéndose hasta convertirse en supergigantes rojas. En el proceso, deben pasar algún tiempo como supergigantes amarillas o hipergigantes amarillas , pero esta expansión ocurre en solo unos pocos miles de años, por lo que estas estrellas son raras. Las supergigantes rojas de mayor masa soplan sus atmósferas exteriores y evolucionan de nuevo a supergigantes azules, y posiblemente hacia las estrellas Wolf-Rayet. [4] [5] Dependiendo de la masa exacta y la composición de una supergigante roja, puede ejecutar una serie de bucles azules antes de explotar como una supernova de tipo II o, finalmente, deshacerse de sus capas externas suficientes para volver a convertirse en una supergigante azul, menos luminoso que la primera vez pero más inestable. [6] Si una estrella así puede atravesar el vacío evolutivo amarillo, se espera que se convierta en una de las LBV de menor luminosidad. [7]
Las supergigantes azules más masivas son demasiado luminosas para retener una atmósfera extensa y nunca se expanden a una supergigante roja. La línea divisoria es de aproximadamente 40 M ☉ , aunque las supergigantes rojas más frías y más grandes se desarrollan a partir de estrellas con masas iniciales de 15-25 M ☉ . No está claro si las supergigantes azules más masivas pueden perder suficiente masa para evolucionar de manera segura hacia la vejez como una estrella Wolf Rayet y finalmente una enana blanca, o si alcanzan la etapa Wolf Rayet y explotan como supernovas , o explotan como supernovas mientras que las supergigantes azules. . [2]
Los progenitores de supernovas suelen ser supergigantes rojas y se creía que solo las supergigantes rojas podían explotar como supernovas. SN 1987A , sin embargo, obligó a los astrónomos a reexaminar esta teoría, ya que su progenitor, Sanduleak -69 ° 202 , era una supergigante azul B3. [8] Ahora se sabe a partir de la observación que casi cualquier clase de estrella evolucionada de gran masa, incluidas las supergigantes azules y amarillas, puede explotar como una supernova, aunque la teoría todavía lucha por explicar cómo en detalle. [9] Si bien la mayoría de las supernovas son del tipo II-P relativamente homogéneo y son producidas por supergigantes rojas, se observa que las supergigantes azules producen supernovas con una amplia gama de luminosidades, duraciones y tipos espectrales, a veces subluminosas como SN 1987A, a veces super-luminosa, como muchas supernovas de tipo IIn. [10] [11] [12]
Propiedades
Debido a sus masas extremas, tienen una esperanza de vida relativamente corta y se observan principalmente en estructuras cósmicas jóvenes, como cúmulos abiertos , brazos de galaxias espirales y galaxias irregulares . Rara vez se observan en núcleos de galaxias espirales, galaxias elípticas o cúmulos globulares , la mayoría de los cuales se cree que están compuestos de estrellas más viejas, aunque recientemente se ha descubierto que el núcleo de la Vía Láctea alberga varios cúmulos abiertos masivos y jóvenes asociados. estrellas calientes. [13]
El ejemplo más conocido es Rigel , la estrella más brillante de la constelación de Orión . Su masa es aproximadamente 20 veces mayor que la del Sol y su luminosidad es alrededor de 117.000 veces mayor. A pesar de su rareza y su corta vida, están fuertemente representados entre las estrellas visibles a simple vista; su inmenso brillo es más que suficiente para compensar su escasez.
Las supergigantes azules tienen vientos estelares rápidos y las más luminosas, llamadas hipergigantes , tienen espectros dominados por líneas de emisión que indican una fuerte pérdida de masa impulsada por un continuo. Las supergigantes azules muestran cantidades variables de elementos pesados en sus espectros, dependiendo de su edad y la eficiencia con la que los productos de la nucleosíntesis en el núcleo se convencen hasta la superficie. Las supergigantes que giran rápidamente pueden estar muy mezcladas y mostrar altas proporciones de helio e incluso elementos más pesados mientras siguen quemando hidrógeno en el núcleo; estas estrellas muestran espectros muy similares a una estrella Wolf Rayet.
Mientras que el viento estelar de una supergigante roja es denso y lento, el viento de una supergigante azul es rápido pero escaso. Cuando una supergigante roja se convierte en una supergigante azul, el viento más rápido que produce impacta el viento lento ya emitido y hace que el material que fluye se condense en una capa delgada. En algunos casos, se pueden ver varios caparazones débiles concéntricos de episodios sucesivos de pérdida de masa, ya sea bucles azules previos de la etapa de supergigante roja o erupciones como estallidos de LBV. [14]
Ejemplos de
- MACS J1149 Lensed Star 1 (o Ícaro ): la estrella individual más distante detectada
- Rigel (β Orionis), una supergigante azul-blanca (tipo B)
- UW Canis Majoris (UW CMa), una supergigante azul (tipo O)
- Zeta Puppis (Naos), una supergigante azul (tipo O)
Referencias
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