Las supergigantes rojas ( RSG ) son estrellas con clase de luminosidad supergigante ( Yerkes clase I ) y clasificación estelar K o M. [1] Son las estrellas más grandes del universo en términos de volumen , aunque no son las más masivas ni luminosas. . Betelgeuse y Antares A son las supergigantes rojas (RSG) más brillantes y conocidas y, de hecho, las únicas estrellas supergigantes rojas de primera magnitud .
Las estrellas se clasifican como supergigantes según su clase de luminosidad espectral . Este sistema utiliza ciertas líneas espectrales de diagnóstico para estimar la gravedad superficial de una estrella, determinando así su tamaño en relación con su masa. Las estrellas más grandes son más luminosas a una temperatura determinada y ahora pueden agruparse en bandas de diferente luminosidad. [2]
Las diferencias de luminosidad entre estrellas son más evidentes a bajas temperaturas, donde las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las estrellas de la secuencia principal. Las supergigantes tienen las gravedades superficiales más bajas y, por tanto, son las más grandes y brillantes a una temperatura determinada.
El sistema de clasificación de Yerkes o Morgan-Keenan (MK) [3] es casi universal. Agrupa las estrellas en cinco grupos principales de luminosidad designados por números romanos :
Específicamente para las supergigantes, la clase de luminosidad se divide a su vez en supergigantes normales de clase Ib y supergigantes más brillantes de clase Ia. También se utiliza la clase intermedia Iab. Las estrellas excepcionalmente brillantes, de baja gravedad superficial y con fuertes indicios de pérdida de masa pueden designarse con clase de luminosidad 0 (cero), aunque esto rara vez se ve. [4] Más a menudo se utilizará la designación Ia-0, [5] y más comúnmente aún Ia + . [6] Estas clasificaciones espectrales hipergigantes rara vez se aplican a las supergigantes rojas, aunque el término hipergigante roja a veces se usa para las supergigantes rojas más extendidas e inestables como VY Canis Majoris y NML Cygni . [7] [8]
La parte "roja" de "supergigante roja" se refiere a la temperatura fría. Las supergigantes rojas son las supergigantes más frías, de tipo M y al menos algunas estrellas de tipo K, aunque no existe un límite preciso. Las supergigantes de tipo K son poco comunes en comparación con las de tipo M porque son una etapa de transición de corta duración y algo inestables. Las estrellas de tipo K, especialmente las de tipo K tempranas o más calientes, a veces se describen como supergigantes anaranjadas (por ejemplo, Zeta Cephei ), o incluso como amarillas (por ejemplo, la hipergigante amarilla HR 5171 Aa). [ cita necesaria ]
Las supergigantes rojas son frías y grandes. Tienen tipos espectrales de K y M, de ahí temperaturas superficiales inferiores a 4100 K. [9] Por lo general, tienen entre varios cientos y más de mil veces el radio del Sol , [9] aunque el tamaño no es el factor principal para que una estrella sea designada como supergigante. Una estrella gigante fría y brillante puede fácilmente ser más grande que una supergigante más caliente. Por ejemplo, Alpha Herculis está clasificada como una estrella gigante con un radio de entre 264 a 303 R ☉ mientras que Epsilon Pegasi es una supergigante K2 de sólo 185 R ☉ .
Aunque las supergigantes rojas son mucho más frías que el Sol, son mucho más grandes que muy luminosas, normalmente decenas o cientos de miles de L ☉ . [9] Existe un límite superior teórico para el radio de una supergigante roja en alrededor de 1.500 R ☉ . [9] En el límite de Hayashi , las estrellas por encima de este radio serían demasiado inestables y simplemente no se formarían.
Las supergigantes rojas tienen masas entre aproximadamente 10 M ☉ y 30 o 40 M ☉ . [10] Las estrellas de la secuencia principal más masivas que aproximadamente 40 M ☉ no se expanden ni se enfrían para convertirse en supergigantes rojas. Las supergigantes rojas en el extremo superior del posible rango de masa y luminosidad son las más grandes conocidas. Sus bajas gravedades superficiales y altas luminosidades provocan una pérdida de masa extrema, millones de veces mayor que la del Sol, produciendo nebulosas observables que rodean la estrella. [11] Al final de sus vidas, las supergigantes rojas pueden haber perdido una fracción sustancial de su masa inicial. Las supergigantes más masivas pierden masa mucho más rápidamente y todas las supergigantes rojas parecen alcanzar una masa similar del orden de 10 M ☉ cuando sus núcleos colapsan. El valor exacto depende de la composición química inicial de la estrella y su velocidad de rotación. [12]
La mayoría de las supergigantes rojas muestran algún grado de variabilidad visual , pero sólo en raras ocasiones con un período o amplitud bien definidos. Por ello, suelen clasificarse como variables irregulares o semirregulares . Incluso tienen sus propias subclases, SRC y LC, para variables supergigantes lentas semirregulares y lentas irregulares , respectivamente. Las variaciones suelen ser lentas y de pequeña amplitud, pero se conocen amplitudes de hasta cuatro magnitudes. [13]
El análisis estadístico de muchas supergigantes rojas variables conocidas muestra una serie de causas probables de variación: sólo unas pocas estrellas muestran grandes amplitudes y un fuerte ruido que indica variabilidad en muchas frecuencias, lo que se cree que indica poderosos vientos estelares que ocurren hacia el final de la vida de una roja. supergigante; más comunes son las variaciones simultáneas del modo radial durante unos pocos cientos de días y probablemente las variaciones del modo no radial durante unos pocos miles de días; sólo unas pocas estrellas parecen ser verdaderamente irregulares, con pequeñas amplitudes, probablemente debido a la granulación fotosférica . Las fotosferas supergigantes rojas contienen un número relativamente pequeño de células de convección muy grandes en comparación con estrellas como el Sol . Esto provoca variaciones en el brillo de la superficie que pueden provocar variaciones de brillo visibles a medida que la estrella gira. [14]
Los espectros de las supergigantes rojas son similares a los de otras estrellas frías, dominados por un bosque de líneas de absorción de metales y bandas moleculares. Algunas de estas características se utilizan para determinar la clase de luminosidad, por ejemplo, determinadas intensidades de las bandas de cianógeno del infrarrojo cercano y el triplete de Ca II . [15]
La emisión máser es común desde el material circunestelar alrededor de las supergigantes rojas. Lo más común es que esto surja de H2O y SiO, pero la emisión de hidroxilo (OH) también ocurre en regiones estrechas. [16] Además del mapeo de alta resolución del material circunestelar alrededor de las supergigantes rojas, [17] las observaciones de máseres VLBI o VLBA se pueden utilizar para derivar paralajes y distancias precisas a sus fuentes. [18] Actualmente, esto se ha aplicado principalmente a objetos individuales, pero puede resultar útil para el análisis de la estructura galáctica y el descubrimiento de estrellas supergigantes rojas que de otro modo estarían oscurecidas. [19]
La abundancia de hidrógeno en la superficie de las supergigantes rojas está dominada por el hidrógeno, aunque el hidrógeno del núcleo se ha consumido por completo. En las últimas etapas de pérdida de masa, antes de que una estrella explote, el helio de la superficie puede enriquecerse hasta niveles comparables con los del hidrógeno. En los modelos teóricos de pérdida de masa extrema, se puede perder suficiente hidrógeno como para que el helio se convierta en el elemento más abundante en la superficie. Cuando las estrellas supergigantes pre-rojas abandonan la secuencia principal, el oxígeno es más abundante que el carbono en la superficie, y el nitrógeno es menos abundante que cualquiera de los dos, lo que refleja la abundancia de la formación de la estrella. El carbono y el oxígeno se agotan rápidamente y el nitrógeno aumenta como resultado del dragado de material procesado con CNO de las capas de fusión. [20]
Se observa que las supergigantes rojas giran lenta o muy lentamente. Los modelos indican que incluso las estrellas de la secuencia principal que giran rápidamente deberían verse frenadas por su pérdida de masa, de modo que las supergigantes rojas apenas giren. Las supergigantes rojas como Betelgeuse , que tienen tasas de rotación modestas, pueden haberla adquirido después de alcanzar la etapa de supergigante roja, tal vez a través de interacción binaria. Los núcleos de las supergigantes rojas todavía están girando y la velocidad de rotación diferencial puede ser muy grande. [21]
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Las clases de luminosidad de las supergigantes son fáciles de determinar y aplicar a un gran número de estrellas, pero agrupan varios tipos muy diferentes de estrellas en una sola categoría. Una definición evolutiva restringe el término supergigante a aquellas estrellas masivas que inician la fusión de helio sin desarrollar un núcleo de helio degenerado y sin sufrir un destello de helio. Continuarán quemando universalmente elementos más pesados y sufrirán un colapso del núcleo que dará como resultado una supernova . [22]
Las estrellas menos masivas pueden desarrollar una clase de luminosidad espectral supergigante a una luminosidad relativamente baja, alrededor de 1.000 L ☉ cuando están en la rama gigante asintótica (AGB) sometida a quema de capa de helio. Los investigadores ahora prefieren categorizarlas como estrellas AGB distintas de las supergigantes porque son menos masivas, tienen diferentes composiciones químicas en la superficie, sufren diferentes tipos de pulsaciones y variabilidad y evolucionan de manera diferente, produciendo generalmente una nebulosa planetaria y una enana blanca. [23] La mayoría de las estrellas AGB no se convertirán en supernovas, aunque existe interés en una clase de estrellas super-AGB , aquellas que son lo suficientemente masivas como para sufrir una fusión total de carbono, que pueden producir supernovas peculiares aunque sin desarrollar nunca un núcleo de hierro. [24] Un grupo notable de estrellas de baja masa y alta luminosidad son las variables RV Tauri , estrellas AGB o post-AGB que se encuentran en la franja de inestabilidad y que muestran variaciones semirregulares distintivas.
Las supergigantes rojas se desarrollan a partir de estrellas de la secuencia principal con masas entre aproximadamente 8 M ☉ y 30 o 40 M ☉ . [10] Las estrellas de mayor masa nunca se enfrían lo suficiente como para convertirse en supergigantes rojas. Las estrellas de menor masa desarrollan un núcleo de helio degenerado durante una fase de gigante roja, sufren un destello de helio antes de fusionar el helio en la rama horizontal , evolucionan a lo largo del AGB mientras queman helio en una capa alrededor de un núcleo de carbono-oxígeno degenerado y luego pierden rápidamente su núcleo exterior. capas para convertirse en una enana blanca con una nebulosa planetaria. [12] Las estrellas AGB pueden desarrollar espectros con una clase de luminosidad supergigante a medida que se expanden a dimensiones extremas en relación con su pequeña masa, y pueden alcanzar luminosidades decenas de miles de veces la del sol. Las estrellas intermedias "super-AGB", de alrededor de 9 M ☉ , pueden sufrir fusión de carbono y producir una supernova de captura de electrones mediante el colapso de un núcleo de oxígeno y neón . [24]
Las estrellas de la secuencia principal, que queman hidrógeno en sus núcleos, con masas entre 10 y 30 o 40 M ☉ tendrán temperaturas entre aproximadamente 25.000 K y 32.000 K y tipos espectrales de B temprano, posiblemente O muy tardío. Ya son estrellas muy luminosas de 10.000-100.000 L ☉ debido a la rápida fusión del hidrógeno en el ciclo CNO y tienen núcleos totalmente convectivos. A diferencia del Sol, las capas exteriores de estas estrellas calientes de la secuencia principal no son convectivas. [12]
Estas estrellas supergigantes prerojas de la secuencia principal agotan el hidrógeno de sus núcleos después de 5 a 20 millones de años. Luego comienzan a quemar una capa de hidrógeno alrededor del núcleo, ahora predominantemente de helio, y esto hace que se expandan y se enfríen hasta convertirse en supergigantes. Su luminosidad aumenta aproximadamente tres veces. La abundancia de helio en la superficie es ahora de hasta el 40%, pero hay poco enriquecimiento de elementos más pesados. [12]
Las supergigantes continúan enfriándose y la mayoría pasarán rápidamente por la franja de inestabilidad de las Cefeidas , aunque las más masivas pasarán un breve período como hipergigantes amarillas . Llegarán tarde a la clase K o M y se convertirán en una supergigante roja. La fusión del helio en el núcleo comienza suavemente mientras la estrella se está expandiendo o una vez que ya es una supergigante roja, pero esto produce pocos cambios inmediatos en la superficie. Las supergigantes rojas desarrollan zonas de convección profunda que se extienden desde la superficie hasta la mitad del camino hasta el núcleo y provocan un fuerte enriquecimiento de nitrógeno en la superficie, con cierto enriquecimiento de elementos más pesados. [26]
Algunas supergigantes rojas pasan por bucles azules donde aumentan temporalmente su temperatura antes de regresar al estado de supergigante roja. Esto depende de la masa, la velocidad de rotación y la composición química de la estrella. Si bien muchas supergigantes rojas no experimentarán un bucle azul, algunas pueden tener varios. Las temperaturas pueden alcanzar los 10.000 K en el pico del circuito azul. Las razones exactas de los bucles azules varían en diferentes estrellas, pero siempre están relacionadas con el aumento del núcleo de helio como proporción de la masa de la estrella y lo que obliga a mayores tasas de pérdida de masa de las capas externas. [21]
Todas las supergigantes rojas agotarán el helio de sus núcleos en uno o dos millones de años y luego comenzarán a quemar carbono. Esto continúa con la fusión de elementos más pesados hasta que se forma un núcleo de hierro, que inevitablemente colapsa para producir una supernova. El tiempo transcurrido desde el inicio de la fusión del carbono hasta el colapso del núcleo no es más que unos pocos miles de años. En la mayoría de los casos, el colapso del núcleo se produce mientras la estrella todavía es una supergigante roja, la gran atmósfera restante rica en hidrógeno es expulsada y esto produce un espectro de supernova de tipo II . La opacidad de este hidrógeno expulsado disminuye a medida que se enfría y esto provoca un retraso prolongado en la caída del brillo después del pico inicial de supernova, la característica de una supernova de Tipo II-P. [12] [26]
Se espera que las supergigantes rojas más luminosas, con una metalicidad cercana al sol , pierdan la mayor parte de sus capas externas antes de que sus núcleos colapsen, por lo que evolucionan de nuevo a hipergigantes amarillas y variables azules luminosas. Estas estrellas pueden explotar como supernovas de tipo II-L, todavía con hidrógeno en sus espectros pero no con suficiente hidrógeno para provocar una meseta de brillo prolongada en sus curvas de luz. Las estrellas a las que les queda incluso menos hidrógeno pueden producir la poco común supernova de tipo IIb, donde queda tan poco hidrógeno que las líneas de hidrógeno en el espectro inicial de tipo II se desvanecen hasta dar la apariencia de una supernova de tipo Ib. [27]
Todos los progenitores observados de las supernovas de tipo II-P tienen temperaturas entre 3500 K y 4400 K y luminosidades entre 10 000 L ☉ y 300 000 L ☉ . Esto coincide con los parámetros esperados de las supergigantes rojas de menor masa. Se ha observado un pequeño número de progenitores de supernovas de tipo II-L y tipo IIb, todas con luminosidades de alrededor de 100.000 L ☉ y temperaturas algo más altas, de hasta 6.000 K. Son una buena combinación para supergigantes rojas de masa ligeramente mayor con altas tasas de pérdida de masa. No se conocen progenitores de supernova que correspondan a las supergigantes rojas más luminosas, y se espera que éstas evolucionen hasta convertirse en estrellas Wolf Rayet antes de explotar. [21]
Las supergigantes rojas no tienen necesariamente más de 25 millones de años y se espera que este tipo de estrellas masivas se formen sólo en cúmulos de estrellas relativamente grandes , por lo que se espera que se encuentren principalmente cerca de cúmulos prominentes. Sin embargo, tienen una vida bastante corta en comparación con otras fases de la vida de una estrella y sólo se forman a partir de estrellas masivas relativamente poco comunes, por lo que generalmente sólo habrá un pequeño número de supergigantes rojas en cada cúmulo a la vez. El enorme cúmulo Hodge 301 en la Nebulosa Tarántula contiene tres. [28] Hasta el siglo XXI, el mayor número de supergigantes rojas conocidas en un solo cúmulo era cinco en NGC 7419 . [29] La mayoría de las supergigantes rojas se encuentran solas, por ejemplo Betelgeuse en la asociación Orion OB1 y Antares en la asociación Scorpius-Centaurus .
Desde 2006, se han identificado una serie de cúmulos masivos cerca de la base del brazo Crux-Scutum de la galaxia, cada uno de los cuales contiene múltiples supergigantes rojas. RSGC1 contiene al menos 12 supergigantes rojas, RSGC2 (también conocida como Stephenson 2 ) contiene al menos 26, RSGC3 contiene al menos 8 y RSGC4 (también conocida como Alicante 8 ) también contiene al menos 8. Se han confirmado un total de 80 supergigantes rojas. Se han identificado dentro de una pequeña área del cielo en la dirección de estos grupos. Estos cuatro cúmulos parecen ser parte de una explosión masiva de formación estelar hace entre 10 y 20 millones de años en el extremo cercano de la barra en el centro de la galaxia. [30] Se han encontrado cúmulos masivos similares cerca del extremo más alejado de la barra galáctica, pero no un número tan grande de supergigantes rojas. [31]
Las supergigantes rojas son estrellas raras, pero son visibles a gran distancia y a menudo son variables, por lo que hay varios ejemplos bien conocidos a simple vista:
Históricamente se pensaba que Mira era una estrella supergigante roja, pero ahora se acepta ampliamente que es una estrella rama gigante asintótica. [32]
Algunas supergigantes rojas son más grandes y luminosas y, por lo tanto, también se las conoce como hipergigantes rojas :
Un estudio que se esperaba capturar prácticamente todas las supergigantes rojas de la Nube de Magallanes [33] detectó alrededor de una docena de estrellas de clase M M v −7 y más brillantes, alrededor de un cuarto de millón de veces más luminosas que el Sol, y con aproximadamente 1.000 veces el radio del Sol. Sol hacia arriba.
