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Supergigante azul

Una supergigante azul ( BSG ) es una estrella luminosa y caliente , a menudo denominada supergigante OB . Por lo general, se considera que son aquellas con 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] [3] [4]

Las supergigantes azules se encuentran hacia la parte superior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell , encima y a la derecha de la secuencia principal. Por analogía con la rama de gigantes rojas para estrellas de baja masa , esta región también se llama rama de gigantes azules . [2] Son más grandes que el Sol pero más pequeñas 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. En la mayoría de los casos, son una fase evolutiva entre las estrellas de secuencia principal de alta masa que fusionan hidrógeno y las supergigantes rojas que fusionan helio, [4] [5] [6] aunque nuevas investigaciones sugieren que podrían ser el resultado de fusiones estelares . [7] [8]

La mayoría de las supergigantes son también supergigantes azules (tipo B); las supergigantes azules de las clases O9.5 a B2 son incluso más comunes que sus contrapartes de la secuencia principal. [9] Se observan más supergigantes azules post-secuencia principal de lo que se espera de los modelos teóricos, que esperan que las supergigantes azules tengan una vida corta. Esto da como resultado el problema de la supergigante azul , aunque los interiores estelares inusuales (como las supergigantes azules más calientes que tienen núcleos de fusión de hidrógeno de gran tamaño y las más frías que tienen núcleos de fusión de helio de tamaño inferior) pueden explicar esto. [10]

Formación

Rigel y la nebulosa IC 2118 que ilumina.

En el pasado se creía que las supergigantes azules se originaban a partir de una "alimentación" con el medio interestelar cuando las estrellas pasaban a través de nubes de polvo interestelar, [11] [8] aunque el consenso actual es que las supergigantes azules son estrellas de alta masa evolucionadas, más grandes y luminosas que las estrellas de la secuencia principal . Las estrellas de tipo O y de tipo B temprano con masas iniciales de 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 ​​(con números atómicos de 26 (Fe) y menos) comienzan a aparecer cerca de la superficie de la estrella. Estas estrellas generalmente se convierten en supergigantes azules, aunque es posible que algunas de ellas (particularmente las más masivas) evolucionen directamente a estrellas Wolf-Rayet . [12] La expansión a la etapa de 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 ser causada por elementos pesados ​​​​que son arrastrados a la superficie por convección y pérdida de masa debido al aumento de la presión de radiación. [13]

Las supergigantes azules son estrellas que evolucionaron recientemente a partir de la secuencia principal, tienen luminosidades extremadamente altas, tasas altas 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 ocurre en solo unos pocos miles de años, por lo que estas estrellas son raras. Las supergigantes rojas de mayor masa expulsan sus atmósferas externas y evolucionan de nuevo a supergigantes azules, y posiblemente a estrellas Wolf-Rayet. [14] [15] 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 arrojar suficiente de sus capas externas para convertirse de nuevo en una supergigante azul, menos luminosa que la primera vez, pero más inestable. [16] Si una estrella de este tipo puede atravesar el vacío evolutivo amarillo, se espera que se convierta en una de las LBV de menor luminosidad. [17]

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 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 hasta la vejez como una estrella Wolf Rayet y finalmente una enana blanca, o si alcanzan la etapa Wolf Rayet y explotan como supernovas , o si explotan como supernovas mientras son supergigantes azules. [12]

Las supernovas progenitoras son más comúnmente 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 progenitora, Sanduleak -69° 202 , era una supergigante azul B3. [18] Ahora se sabe por observación que casi cualquier clase de estrella evolucionada de alta masa, incluidas las supergigantes azules y amarillas, puede explotar como una supernova, aunque la teoría aún lucha por explicar cómo en detalle. [19] Mientras que 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. [20] [21] [22]

Propiedades

Espectro de una estrella B2.

Debido a sus masas extremas, tienen una vida útil relativamente corta y se observan principalmente en estructuras cósmicas jóvenes como cúmulos abiertos , los brazos de galaxias espirales y en 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 estrellas jóvenes calientes asociadas. [23]

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 de su corta vida, están muy representadas entre las estrellas visibles a simple vista; su inmenso brillo es más que suficiente para compensar su escasez. [ cita requerida ]

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 el continuo. Las supergigantes azules muestran cantidades variables de elementos pesados ​​en sus espectros, dependiendo de su edad y de la eficiencia con la que los productos de la nucleosíntesis en el núcleo son transportados por convección 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. [ cita requerida ]

Muchas estrellas supergigantes azules son variables Alpha Cygni . [24]

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 al viento lento ya emitido y hace que el material que emana se condense en una capa delgada. En algunos casos, se pueden ver varias capas débiles concéntricas de episodios sucesivos de pérdida de masa, ya sea bucles azules previos de la etapa de supergigante roja o erupciones como los estallidos de LBV. [25]

Ejemplos

Referencias

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