Gigante azul

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

Enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

En astronomía , una gigante azul es una estrella caliente con una clase de luminosidad III ( gigante ) o II ( gigante brillante ). En el diagrama estándar de Hertzsprung-Russell , estas estrellas se ubican por encima y a la derecha de la secuencia principal .

El término se aplica a diversas estrellas en diferentes fases de desarrollo, todas estrellas evolucionadas que se han alejado de la secuencia principal pero que tienen poco más en común. Por lo tanto, gigante azul simplemente se refiere a estrellas en una región particular del diagrama HR, en lugar de a un tipo específico de estrella. Son mucho más raras que las gigantes rojas , porque solo se desarrollan a partir de estrellas más masivas y menos comunes, y porque tienen vidas cortas en la etapa de gigante azul.

Debido a que las estrellas de tipo O y tipo B con una clasificación de luminosidad gigante suelen ser algo más luminosas que sus contrapartes normales de la secuencia principal con las mismas temperaturas, y debido a que muchas de estas estrellas están relativamente cerca de la Tierra en la escala galáctica de la Vía Láctea, muchas de las estrellas brillantes en el cielo nocturno son ejemplos de gigantes azules, incluidas Beta Centauri (B1III); Mimosa (B0.5III); Bellatrix (B2III); Epsilon Canis Majoris (B2II); y Alpha Lupi (B1.5III), entre otras.

Gigante azul no es un término estrictamente definido y se aplica a una amplia variedad de diferentes tipos de estrellas. Tienen en común un aumento moderado en tamaño y luminosidad en comparación con las estrellas de la secuencia principal de la misma masa o temperatura, y son lo suficientemente calientes como para ser llamadas azules, lo que significa clase espectral O, B y, a veces, A temprana. Sus temperaturas superan los 10 000 K, y tienen masas de secuencia principal de edad cero (ZAMS) mayores que aproximadamente el doble _de la del Sol ( M☉ ), y magnitudes absolutas alrededor de 0 o más brillantes. Estas estrellas tienen solo 5-10 veces el radio del Sol ( R☉ ), en comparación con _las gigantes rojas que alcanzan hasta 300 R☉ _. 

Las estrellas más frías y menos luminosas, conocidas como gigantes azules, se encuentran en la rama horizontal , estrellas de masa intermedia que han pasado por una fase de gigante roja y ahora queman helio en sus núcleos. Dependiendo de la masa y la composición química, estas estrellas se mueven gradualmente hacia el azul hasta que agotan el helio en sus núcleos y luego regresan hacia el rojo a la rama gigante asintótica (AGB). Las estrellas variables RR Lyrae , generalmente con tipos espectrales A, se encuentran en el medio de la rama horizontal. Las estrellas de la rama horizontal más calientes que la brecha RR Lyrae generalmente se consideran gigantes azules, y a veces las propias estrellas RR Lyrae se llaman gigantes azules a pesar de que algunas de ellas son de clase F. ^{[ 1 ]} Las estrellas más calientes, las estrellas de la rama horizontal azul (BHB), se llaman estrellas de la rama horizontal extrema (EHB) y pueden ser más calientes que las estrellas de la secuencia principal de la misma luminosidad. En estos casos se las denomina estrellas subenanas azules (sdB) en lugar de gigantes azules, nombre que reciben por su posición a la izquierda de la secuencia principal en el diagrama HR, en lugar de por su mayor luminosidad y temperatura en comparación con cuando eran estrellas de la secuencia principal. ^{[ 2 ]}

No existen límites superiores estrictos para las estrellas gigantes, pero las estrellas de tipo O tempranas se vuelven cada vez más difíciles de clasificar por separado de las estrellas de la secuencia principal y las supergigantes, tienen tamaños y temperaturas casi idénticos a las estrellas de la secuencia principal de las que se desarrollan, y vidas muy cortas. Un buen ejemplo es la estrella de Plaskett , un sistema binario cercano que consta de dos gigantes de tipo O, ambas con más de ₅₀ M☉ , temperaturas superiores a 30 000 K y más de 100 000 ^veces la luminosidad del Sol ( L☉ ). Los astrónomos aún discrepan sobre si clasificar al menos una de las estrellas como supergigante, basándose en sutiles diferencias en las líneas espectrales. ^[ ₃ ^] 

Las estrellas que se encuentran en la región de las gigantes azules del diagrama HR pueden estar en etapas muy diferentes de sus vidas, pero todas son estrellas evolucionadas que han agotado en gran medida sus reservas de hidrógeno en el núcleo.

En el caso más simple, una estrella caliente y luminosa comienza a expandirse a medida que se agota el hidrógeno de su núcleo, y primero se convierte en una subgigante azul y luego en una gigante azul, volviéndose a la vez más fría y más luminosa. Las estrellas de masa intermedia continuarán expandiéndose y enfriándose hasta convertirse en gigantes rojas. Las estrellas masivas también continúan expandiéndose a medida que progresa la combustión de la capa de hidrógeno, pero lo hacen con una luminosidad aproximadamente constante y se mueven horizontalmente a través del diagrama HR. De esta manera, pueden pasar rápidamente por las clases de gigante azul, gigante azul brillante, supergigante azul y supergigante amarilla, hasta convertirse en supergigantes rojas. La clase de luminosidad para tales estrellas se determina a partir de líneas espectrales que son sensibles a la gravedad superficial de la estrella, a las estrellas más expandidas y luminosas se les asigna la clasificación I (supergigante), mientras que a las estrellas algo menos expandidas y más luminosas se les asigna la luminosidad II o III . ^{[ 4 ]} Debido a que son estrellas masivas con vidas cortas, muchas gigantes azules se encuentran en asociaciones O-B , que son grandes colecciones de estrellas jóvenes débilmente ligadas.

Las estrellas BHB están más evolucionadas y tienen núcleos de combustión de helio, aunque aún conservan una extensa envoltura de hidrógeno. También tienen masas moderadas de alrededor de 0,5–1,0 M☉ _, por lo que suelen ser mucho más antiguas que las gigantes azules más masivas. ^{[ 5 ]} La rama horizontal de estrellas (BHB) recibe su nombre de la prominente agrupación horizontal de estrellas que se observa en los diagramas color-magnitud de los cúmulos más antiguos, donde se encuentran estrellas con núcleos de combustión de helio de la misma edad a diversas temperaturas y con una luminosidad similar. Estas estrellas también evolucionan a través de la etapa de combustión de helio del núcleo a luminosidad constante, aumentando primero su temperatura y luego disminuyendo a medida que se acercan a la rama asintótica de gigantes (AGB). Sin embargo, en el extremo azul de la rama horizontal, se forma una "cola azul" de estrellas con menor luminosidad y, ocasionalmente, un "gancho azul" de estrellas aún más calientes. ^{[ 6 ]} 

Existen otras estrellas calientes altamente evolucionadas que generalmente no se denominan gigantes azules: las estrellas Wolf-Rayet , muy luminosas y que se distinguen por sus temperaturas extremas y sus prominentes líneas de emisión de helio y nitrógeno; las estrellas post-AGB que forman nebulosas planetarias , similares a las estrellas Wolf-Rayet pero más pequeñas y menos masivas; las rezagadas azules , estrellas azules luminosas poco comunes que se observan aparentemente en la secuencia principal en cúmulos donde las estrellas de la secuencia principal de su luminosidad deberían haber evolucionado en gigantes o supergigantes; y las verdaderas supergigantes azules , las estrellas más masivas que han evolucionado más allá de las gigantes azules y que se identifican por los efectos de una mayor expansión en sus espectros.

Un grupo de estrellas puramente teóricas podría formarse cuando las enanas rojas agoten finalmente el hidrógeno de su núcleo dentro de billones de años. Estas estrellas son convectivas en toda su profundidad y se espera que aumenten muy lentamente tanto su temperatura como su luminosidad a medida que acumulan más y más helio, hasta que finalmente no puedan mantener la fusión y colapsen rápidamente en enanas blancas. Aunque estas estrellas pueden llegar a ser más calientes que el Sol , nunca serán más luminosas, por lo que difícilmente son gigantes azules como las vemos hoy. ^{[ 7 ]}