Supergigante
Supergigantes se encuentran entre las más masivas y más luminosas estrellas . Las estrellas supergigantes ocupan la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell con magnitudes visuales absolutas entre −3 y −8. El rango de temperatura de las estrellas supergigantes se extiende desde aproximadamente 3.400 K hasta más de 20.000 K.
El título de supergigante, aplicado a una estrella, no tiene una definición concreta única. El término estrella gigante fue acuñado por primera vez por Hertzsprung cuando se hizo evidente que la mayoría de las estrellas caían en dos regiones distintas del diagrama de Hertzsprung-Russell . Una región contenía estrellas más grandes y luminosas de los tipos espectrales A a M y recibió el nombre de gigante . [1] Posteriormente, ya que carecían de cualquier paralaje mensurable, se hizo evidente que algunas de estas estrellas eran significativamente más grandes y más luminosa que el grueso, y el término supergigante surgió, rápidamente adoptado como supergigante . [2] [3] [4]
Las estrellas supergigantes se pueden identificar sobre la base de sus espectros, con líneas distintivas sensibles a la alta luminosidad y la baja gravedad de la superficie . [5] [6] En 1897, Antonia C. Maury había dividido las estrellas basándose en el ancho de sus líneas espectrales, con su clase "c" identificando las estrellas con las líneas más estrechas. Aunque no se sabía en ese momento, estas eran las estrellas más luminosas. [7] En 1943, Morgan y Keenan formalizaron la definición de clases de luminosidad espectral, con la clase I refiriéndose a las estrellas supergigantes. [8] El mismo sistema de clases de luminosidad MK todavía se usa hoy en día, con refinamientos basados en la mayor resolución de los espectros modernos. [9] Las supergigantes ocurren en todas las clases espectrales, desde las jóvenes supergigantes azules de clase O hasta las supergigantes rojas de clase M altamente evolucionadas . Debido a que están agrandados en comparación con las estrellas gigantes y de la secuencia principal del mismo tipo espectral, tienen menor gravedad en la superficie y se pueden observar cambios en sus perfiles de líneas. Las supergigantes también son estrellas evolucionadas con niveles más altos de elementos pesados que las estrellas de la secuencia principal. Esta es la base del sistema de luminosidad MK que asigna estrellas a clases de luminosidad simplemente observando sus espectros.
Además de los cambios de línea debido a la baja gravedad de la superficie y los productos de fusión, las estrellas más luminosas tienen altas tasas de pérdida de masa y nubes resultantes de materiales circunestelares expulsados que pueden producir líneas de emisión , perfiles P Cygni o líneas prohibidas . El sistema MK asigna estrellas a clases de luminosidad: Ib para supergigantes; Ia para supergigantes luminosas; y 0 (cero) o Ia + para hipergigantes. En realidad, hay mucho más de un continuo que bandas bien definidas para estas clasificaciones, y clasificaciones como Iabse utilizan para supergigantes de luminosidad intermedia. Los espectros supergigantes se anotan con frecuencia para indicar peculiaridades espectrales , por ejemplo, B2 Iae o F5 Ipec .
Las supergigantes también se pueden definir como una fase específica en la historia evolutiva de ciertas estrellas. Las estrellas con masas iniciales superiores a 8-10 M ☉ inician rápida y suavemente la fusión del núcleo de helio después de haber agotado su hidrógeno, y continúan fusionando elementos más pesados después del agotamiento del helio hasta que desarrollan un núcleo de hierro, momento en el que el núcleo se colapsa para producir un Tipo II. supernova . Una vez que estas estrellas masivas abandonan la secuencia principal, sus atmósferas se inflan y se las describe como supergigantes. Estrellas inicialmente por debajo de 10 M ☉nunca formarán un núcleo de hierro y en términos evolutivos no se convertirán en supergigantes, aunque pueden alcanzar luminosidades miles de veces superiores a las del sol. No pueden fusionar carbono y elementos más pesados después de que se agota el helio, por lo que eventualmente solo pierden sus capas externas, dejando el núcleo de una enana blanca . La fase en la que estas estrellas tienen capas de combustión de hidrógeno y helio se conoce como la rama gigante asintótica (AGB), ya que las estrellas se convierten gradualmente en estrellas de clase M cada vez más luminosas. Las estrellas de 8-10 M ☉ pueden fusionar suficiente carbono en el AGB para producir un núcleo de oxígeno-neón y una supernova de captura de electrones , pero los astrofísicos las clasifican como estrellas super-AGB en lugar de supergigantes. [10]
