supergigante 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 )

Una supergigante azul ( BSG ) es una estrella caliente y luminosa , a menudo denominada supergigante OB . Generalmente se consideran 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 en la parte superior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell , por 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 denomina 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 entre 10 000 y un millón de veces la del Sol. Suelen ser una fase evolutiva entre estrellas de secuencia principal de alta masa que fusionan hidrógeno y 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 también son supergigantes azules (de 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 posteriores a la secuencia principal de lo que se espera según los modelos teóricos, que prevén que las supergigantes azules tengan una vida corta. Esto da lugar al problema de las supergigantes azules , aunque los interiores estelares inusuales (como las supergigantes azules más calientes que tienen núcleos de fusión de hidrógeno sobredimensionados y las más frías que tienen núcleos de fusión de helio subdimensionados) podrían explicarlo. ^{[ 10 ]}

Antes 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 evolucionadas de alta masa, una consecuencia natural de la evolución estelar, más grandes y más luminosas que las estrellas de la secuencia principal . Las estrellas de tipo O y las primeras estrellas de tipo B 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 se consume su hidrógeno y los elementos pesados ​​(con números atómicos de 26 (Fe) y menores) 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 combustión de la capa de hidrógeno, pero también puede ser causada por el arrastre de elementos pesados ​​a la superficie por convección y la pérdida de masa debido a los aumentos de presión de radiación. ^{[ 13 ]} 

Las supergigantes azules son estrellas recién evolucionadas de la secuencia principal, tienen luminosidades extremadamente altas, altas tasas de pérdida de masa y son generalmente 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 y por eso estas estrellas son raras. Las supergigantes rojas de mayor masa expulsan sus atmósferas exteriores y evolucionan de nuevo a supergigantes azules, y posiblemente más adelante a estrellas Wolf-Rayet. ^{[ 14 ] [ 15 ]} Dependiendo de la masa y composición exactas de una supergigante roja, puede ejecutar una serie de bucles azules antes de explotar como una supernova de tipo II o finalmente expulsar suficientes de sus capas exteriores 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 supergigantes rojas. La línea divisoria se sitúa aproximadamente en ₄₀ M☉ , aunque las supergigantes rojas más frías y 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 forma segura hasta la vejez como estrella Wolf-Rayet y finalmente como enana blanca, o si alcanzan la etapa Wolf-Rayet y explotan como supernovas , o si explotan como supernovas siendo supergigantes azules. ^{[ 12 ]}  

Los progenitores de supernovas son más comúnmente supergigantes rojas y se creía que solo las supergigantes rojas podían explotar como supernovas. Sin embargo, SN 1987A obligó a los astrónomos a reexaminar esta teoría, ya que su progenitor, 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 todavía tiene dificultades para explicar cómo en detalle. ^{[ 19 ]} 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. ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}

Debido a sus masas extremas, tienen vidas relativamente cortas 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 estrellas jóvenes y calientes asociadas. ^{[ 23 ]}

El ejemplo más conocido es Rigel , la estrella más brillante de la constelación de Orión . Su masa es aproximadamente 20 veces mayor que la del Sol, y su luminosidad es unas 117 000 veces superior. A pesar de su rareza y su corta vida, están muy presentes entre las estrellas visibles a simple vista.

Las supergigantes azules tienen vientos estelares rápidos y las más luminosas, llamadas hipergigantes , presentan 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 a la superficie. Las supergigantes de rápida rotación pueden estar altamente mezcladas y mostrar altas proporciones de helio e incluso elementos más pesados ​​mientras siguen fusionando hidrógeno en el núcleo; estas estrellas presentan espectros muy similares a los de una estrella Wolf-Rayet.

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

Mientras que el viento estelar de una supergigante roja es denso y lento, el de una supergigante azul es rápido pero disperso. Cuando una supergigante roja se convierte en una supergigante azul, el viento más rápido que produce impacta el viento lento ya emitido y provoca que el material que sale se condense en una fina capa. En algunos casos, se pueden observar varias capas tenues concéntricas resultantes de episodios sucesivos de pérdida de masa, ya sean bucles azules previos de la etapa de supergigante roja o erupciones como los estallidos de LBV. ^{[ 25 ]}

• Rigel (β Orionis), una supergigante azul (tipo B), se cree que está evolucionando a la fase de supergigante roja ^{[ 26 ].}
• Deneb (Alpha Cygni), una supergigante azul-blanca (tipo A), ^{[ 27 ]} se cree que está evolucionando a la fase de supergigante roja ^{[ 28 ].}
• Mu Sagittarii , un sistema estelar múltiple que contiene una supergigante azul de tipo B.
• Alnitak , una supergigante azul de tipo O
• Eta Canis Majoris , una supergigante azul de tipo espectral B5Ia
• UW Canis Majoris (UW CMa), dos supergigantes azules (tipo O) en un sistema binario.
• Zeta Puppis (Naos), una supergigante azul (tipo O), tipo espectral O4I(n)fp
• Alnilam (Epsilon Orionis), supergigante de tipo B, tipo espectral B0Ia, estrella central del Cinturón de Orión.
• Saiph (Kappa Orionis), supergigante de tipo B, tipo espectral B0.5Ia
• Chi2 Orionis Supergigante de tipo B, tipo espectral B2Ia
• 5 Persei , supergigante de tipo B, tipo espectral B5Ia
• 10 Persei , supergigante de tipo B, tipo espectral B2Ia
• Omicron² Canis Majoris , supergigante tipo B, tipo espectral B3Ia
• Lambda Cephei , supergigante de tipo O, tipo espectral O6.5I(n)fp
• Mu Sagittarii , supergigante tipo B, tipo espectral B8Iab(e)
• 4 Lacertae , supergigante de tipo B, tipo espectral B9Iab, se cree que está en un bucle azul ^{[ 2 ].}
• Nu Cephei , supergigante tipo A, tipo espectral A2Ia ^{[ 2 ]}
• Alpha Camelopardalis , supergigante de tipo O, tipo espectral O9Ia
• Sigma Cygni , supergigante de tipo B, tipo espectral B9Iab