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] aunque a veces las supergigantes de clase A también se consideran supergigantes azules. [2]
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. Suelen ser una fase evolutiva entre estrellas de la secuencia principal de gran masa que fusionan hidrógeno y supergigantes rojas que fusionan helio.
La mayoría de las supergigantes también son supergigantes azules (tipo B); Las supergigantes azules de las clases O9.5 a B2 son incluso más comunes que sus homólogos de la secuencia principal. [3]
Alguna vez se creyó que las supergigantes azules se originaron a partir de una "alimentación" del medio interestelar cuando las estrellas pasaban a través de nubes de polvo interestelar, [4] aunque el consenso actual es que las supergigantes azules son estrellas evolucionadas de gran masa, más grandes y más luminosas que las principales. secuencia de estrellas. Las estrellas de tipo O y las primeras de tipo B con masas iniciales de entre 10 y 300 M ☉ evolucionan alejándose de la secuencia principal en tan solo unos pocos millones de años a medida que se consume su hidrógeno y los elementos pesados (con números atómicos de 26 (Fe) y menos) 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 . [5] La expansión a la etapa supergigante ocurre cuando el hidrógeno en el núcleo de la estrella se agota y comienza la quema de la capa de hidrógeno, pero también puede deberse a que elementos pesados son dragados hacia la superficie por convección y pérdida de masa debido a aumentos de presión de radiación. . [6]
Las supergigantes azules son una evolución reciente de la secuencia principal, tienen luminosidades extremadamente altas, altas tasas de pérdida de masa y, en general, son inestables. Muchas de ellas se convierten en variables azules luminosas (LBV) con episodios de pérdida de masa extrema. Las supergigantes azules de menor masa continúan expandiéndose hasta convertirse en supergigantes rojas. En el proceso deben pasar algún tiempo como supergigantes amarillas o hipergigantes amarillas , pero esta expansión se produce en tan sólo unos pocos miles de años, por lo que estas estrellas son raras. Las supergigantes rojas de mayor masa destruyen sus atmósferas exteriores y evolucionan de nuevo a supergigantes azules, y posiblemente a estrellas Wolf-Rayet. [7] [8] 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 suficientes capas externas para convertirse nuevamente en una supergigante azul, menos Luminoso que la primera vez pero más inestable. [9] Si una estrella así puede atravesar el vacío evolutivo amarillo, se espera que se convierta en uno de los LBV de menor luminosidad. [10]
Las supergigantes azules más masivas son demasiado luminosas para retener una atmósfera extensa y nunca se expanden hasta convertirse en una supergigante roja. La línea divisoria es de aproximadamente 40 M ☉ , aunque las supergigantes rojas más grandes y frías se desarrollan a partir de estrellas con masas iniciales de 15 a 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 las supergigantes azules . [5]
Los progenitores de supernovas suelen ser supergigantes rojas y se creía que sólo 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. [11] Ahora se sabe por 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. [12] 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 superluminosas, como muchas supernovas de tipo IIn. [13] [14] [15]
Debido a sus masas extremas, tienen una vida útil 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 por estrellas más antiguas, aunque recientemente se ha descubierto que el núcleo de la Vía Láctea alberga varios cúmulos abiertos masivos y jóvenes asociados. estrellas calientes. [dieciséis]
El ejemplo más conocido es Rigel , la estrella más brillante de la constelación de Orión . Su masa es unas 20 veces la del Sol y su luminosidad es unas 117.000 veces mayor. A pesar de su rareza y su corta vida, están fuertemente representadas entre las estrellas visibles a simple vista; su inmenso brillo es más que suficiente para compensar su escasez. [ cita necesaria ]
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 su espectro, dependiendo de su edad y de la eficiencia con la que los productos de la nucleosíntesis en el núcleo son convectivos hacia 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 los de una estrella Wolf Rayet. [ cita necesaria ]
Muchas estrellas supergigantes azules son variables Alpha Cygni . [17]
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 sale se condense en una capa delgada. En algunos casos, se pueden ver varias capas concéntricas débiles a partir de episodios sucesivos de pérdida de masa, ya sean bucles azules previos de la etapa supergigante roja o erupciones como los estallidos del LBV. [18]
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