Una supergigante amarilla ( YSG ) es una estrella , generalmente de tipo espectral F o G, que tiene una clase de luminosidad supergigante (por ejemplo, Ia o Ib). Son estrellas que han evolucionado alejándose de la secuencia principal , expandiéndose y volviéndose más luminosas.
Las supergigantes amarillas son más calientes y más pequeñas que las supergigantes rojas ; ejemplos visibles a simple vista incluyen Polaris , Alpha Leporis , Alpha Persei , Delta Canis Majoris e Iota¹ Scorpii . Muchas de ellas son estrellas variables, en su mayoría cefeidas pulsantes como la propia δ Cephei .
Las supergigantes amarillas generalmente tienen tipos espectrales de F y G, aunque a veces se incluyen estrellas de finales de la A o principios de la K. [1] [2] [3] Estos tipos espectrales se caracterizan por líneas de hidrógeno que son muy fuertes en la clase A, debilitándose a través de F y G hasta que son muy débiles o están ausentes en la clase K. Las líneas de calcio H y K están presentes en los espectros de finales de la A, pero son más fuertes en la clase F, y más fuertes en la clase G, antes de debilitarse nuevamente en estrellas más frías. Las líneas de metales ionizados son fuertes en la clase A, más débiles en la clase F y G, y están ausentes en las estrellas más frías. En la clase G, también se encuentran líneas de metales neutros, junto con bandas moleculares de CH. [4]
Las supergigantes se identifican en la clasificación espectral de Yerkes por clases de luminosidad Ia y Ib, a veces utilizándose clases intermedias como Iab y Ia/ab. Estas clases de luminosidad se asignan utilizando líneas espectrales que son sensibles a la luminosidad. Históricamente, las intensidades de las líneas Ca H y K se han utilizado para las estrellas amarillas, así como las intensidades de varias líneas metálicas. [5] Las líneas de oxígeno neutro, como el triplete de 777,3 nm, también se han utilizado ya que son extremadamente sensibles a la luminosidad en una amplia gama de tipos espectrales. [6] Los modelos atmosféricos modernos pueden hacer coincidir con precisión todas las intensidades y perfiles de las líneas espectrales para dar una clasificación espectral, o incluso pasar directamente a los parámetros físicos de la estrella, pero en la práctica las clases de luminosidad todavía se asignan normalmente por comparación con las estrellas estándar. [4]
Algunas estrellas espectrales estándar supergigantes amarillas: [7]
Las supergigantes amarillas tienen un rango relativamente estrecho de temperaturas correspondientes a sus tipos espectrales, desde aproximadamente 4.000 K hasta 7.000 K. [9] Su luminosidad varía desde aproximadamente 1.000 L ☉ en adelante, y las estrellas más luminosas superan los 100.000 L ☉ . Las altas luminosidades indican que son mucho más grandes que el Sol, desde aproximadamente 30 R ☉ hasta varios cientos de R ☉ . [10]
Las masas de las supergigantes amarillas varían enormemente, desde menos que el Sol para estrellas como W Virginis hasta 20 M ☉ o más (por ejemplo, V810 Centauri ). Las gravedades superficiales correspondientes (log(g) cgs) son de alrededor de 1-2 para las supergigantes de alta masa, pero pueden ser tan bajas como 0 para las supergigantes de baja masa. [9] [11]
Las supergigantes amarillas son estrellas raras, mucho menos comunes que las supergigantes rojas y las estrellas de secuencia principal . En M31 (galaxia de Andrómeda) se observan 16 supergigantes amarillas asociadas con la evolución a partir de estrellas de clase O, de las cuales hay alrededor de 25.000 visibles. [12]
Muchas supergigantes amarillas se encuentran en una región del diagrama HR conocida como la franja de inestabilidad porque sus temperaturas y luminosidades hacen que sean dinámicamente inestables. La mayoría de las supergigantes amarillas observadas en la franja de inestabilidad son variables cefeidas , llamadas así por δ Cephei , que pulsan con períodos bien definidos que están relacionados con sus luminosidades. Esto significa que pueden usarse como velas estándar para determinar la distancia de las estrellas conociendo solo su período de variabilidad. Las cefeidas con períodos más largos son más frías y luminosas. [13]
Se han identificado dos tipos distintos de variables cefeidas, que tienen diferentes relaciones entre período y luminosidad : las variables cefeidas clásicas son estrellas jóvenes y masivas de población I ; las cefeidas de tipo II son estrellas de población II más antiguas con masas bajas, entre las que se incluyen las variables W Virginis , BL Herculis y RV Tauri . Las cefeidas clásicas son más luminosas que las cefeidas de tipo II con el mismo período. [14]
Las estrellas variables R Coronae Borealis suelen ser supergigantes amarillas, pero su variabilidad se produce por un mecanismo diferente al de las cefeidas: a intervalos irregulares, quedan oscurecidas por la condensación de polvo alrededor de la estrella y su brillo cae drásticamente. [15]
Las supergigantes son estrellas que evolucionaron alejándose de la secuencia principal después de agotar el hidrógeno de sus núcleos. Las supergigantes amarillas son un grupo heterogéneo de estrellas que cruzan las categorías estándar de estrellas en el diagrama HR en distintas etapas de su evolución.
Las estrellas con una masa superior a 8–12 M☉ pasan unos pocos millones de años en la secuencia principal como estrellas de clase O y B temprana hasta que el hidrógeno denso de sus núcleos se agota. Luego se expanden y se enfrían para convertirse en supergigantes. Pasan unos pocos miles de años como supergigantes amarillas mientras se enfrían, luego pasan de uno a cuatro millones de años como supergigantes rojas, por lo general. Las supergigantes constituyen menos del 1% de las estrellas, aunque en proporciones diferentes en las primeras eras visibles del universo. Las fases relativamente breves y la concentración de materia explican la rareza de estas estrellas. [16]
Algunas supergigantes rojas pasan por un bucle azul , recalentándose temporalmente y convirtiéndose en supergigantes amarillas o incluso azules antes de enfriarse nuevamente. Los modelos estelares muestran que los bucles azules dependen de composiciones químicas particulares y otras suposiciones, pero es más probable que se den en estrellas de masa baja de supergigante roja. Mientras se enfrían por primera vez o cuando realizan un bucle azul lo suficientemente prolongado, las supergigantes amarillas cruzarán la franja de inestabilidad y pulsarán como variables cefeidas clásicas con períodos de alrededor de diez días y más. [17] [18]
Las estrellas de masa intermedia abandonan la secuencia principal enfriándose a lo largo de la rama subgigante hasta llegar a la rama gigante roja . Las estrellas con una masa superior a 2 M☉ tienen un núcleo de helio lo suficientemente grande como para que comience la fusión antes de degenerarse. Estas estrellas realizarán un bucle azul.
Para masas entre aproximadamente 5 M ☉ y 12 M ☉ , el bucle azul puede extenderse a los tipos espectrales F y G con luminosidades que alcanzan los 1000 L ☉ . Estas estrellas pueden desarrollar clases de luminosidad supergigantes, especialmente si son pulsantes. Cuando estas estrellas cruzan la franja de inestabilidad, pulsarán como cefeidas de período corto. Los bucles azules en estas estrellas pueden durar alrededor de 10 millones de años, por lo que este tipo de supergigante amarilla es más común que los tipos más luminosos. [19] [20]
Las estrellas con masas similares a la del Sol desarrollan núcleos degenerados de helio después de abandonar la secuencia principal y ascender a la punta de la rama de las gigantes rojas, donde encienden helio en un instante . Luego fusionan helio en el núcleo en la rama horizontal con luminosidades demasiado bajas para ser consideradas supergigantes.
Las estrellas que salen de la mitad azul de la rama horizontal para ser clasificadas en la rama gigante asintótica (AGB) pasan a través de las clasificaciones amarillas y pulsarán como variables BL Herculis . A estas estrellas amarillas se les puede dar una clase de luminosidad supergigante a pesar de sus bajas masas, pero asistidas por la pulsación luminosa. En la AGB, los pulsos térmicos de la capa de estrellas en fusión de helio pueden causar un bucle azul a través de la franja de inestabilidad. Estas estrellas pulsarán como variables W Virginis y nuevamente pueden clasificarse como supergigantes amarillas de luminosidad relativamente baja. [14] Cuando la capa de fusión de hidrógeno de una estrella de masa baja o intermedia de la AGB se acerca a su superficie, las capas externas frías se pierden rápidamente, lo que hace que la estrella se caliente, convirtiéndose finalmente en una enana blanca . Estas estrellas tienen masas inferiores a la del Sol, pero luminosidades que pueden ser de 10.000 L ☉ o superiores, por lo que se convertirán en supergigantes amarillas durante un corto tiempo. Se cree que las estrellas post-AGB pulsan como variables RV Tauri cuando cruzan la franja de inestabilidad. [21]
El estado evolutivo de las supergigantes amarillas variables R Coronae Borealis no está claro. Es posible que sean estrellas post-AGB reavivadas por un destello de capa de helio tardío, o podrían haberse formado a partir de fusiones de enanas blancas . [22]
Se espera que las supergigantes amarillas que se forman por primera vez maduren hasta la etapa de supergigante roja sin ninguna supernova. Los núcleos de algunas supergigantes amarillas post-supergigantes rojas podrían colapsar y desencadenar una supernova. Un puñado de supernovas se han asociado con aparentes progenitores de supergigantes amarillas que no son lo suficientemente luminosos como para ser post-supergigantes rojas. Si esto se confirma, entonces debe encontrarse una explicación de cómo una estrella de masa moderada aún con un núcleo de helio podría causar una supernova de colapso de núcleo. El candidato obvio en tales casos es siempre alguna forma de interacción binaria. [23]
Según informes de astrónomos chinos del siglo II/I a. C., la supergigante roja Betelgeuse fue descrita como amarilla, lo que sugiere que podría haber sido una supergigante amarilla en ese momento. [24] [25]
Las supergigantes amarillas, especialmente luminosas e inestables, suelen agruparse en una clase separada de estrellas llamadas hipergigantes amarillas. Se cree que se trata principalmente de estrellas post-supergigantes rojas, estrellas muy masivas que han perdido una parte considerable de sus capas externas y que ahora están evolucionando para convertirse en supergigantes azules y estrellas Wolf-Rayet . [26]