Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

supergigante roja

Las supergigantes rojas ( RSG ) son estrellas con una luminosidad de clase supergigante ( clase I de Yerkes ) y una clasificación estelar K o M. [ 1 ] Son las estrellas más gran...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita

Las supergigantes rojas ( RSG ) son estrellas con una luminosidad de clase supergigante ( clase I de Yerkes ) y una 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 mejor conocidas, de hecho, las únicas estrellas supergigantes rojas de primera magnitud .

Clasificación

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 dada y ahora se pueden agrupar en bandas de diferente luminosidad. [ 2 ]

Las diferencias de luminosidad entre las estrellas son más evidentes a bajas temperaturas, donde las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las de la secuencia principal. Las supergigantes tienen la menor gravedad superficial y, por lo 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, con baja gravedad superficial y fuertes indicios de pérdida de masa pueden designarse con la clase de luminosidad 0 (cero), aunque esto es poco frecuente. [ 4 ] Con mayor frecuencia se utilizará la designación Ia-0, [ 5 ] y aún más comúnmente Ia + . [ 6 ] Estas clasificaciones espectrales de hipergigantes rara vez se aplican a las supergigantes rojas, aunque el término hipergigante roja se utiliza a veces para las supergigantes rojas más extensas e inestables como VY Canis Majoris y NML Cygni . [ 7 ] [ 8 ]

La parte "roja" de "supergigante roja" se refiere a su baja temperatura. Las supergigantes rojas son las más frías, de tipo M, y al menos algunas 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 representan una etapa de transición de corta duración y son algo inestables. Las estrellas de tipo K, especialmente las tempranas o más calientes, a veces se describen como supergigantes naranjas (por ejemplo, Zeta Cephei ) o incluso amarillas (por ejemplo, la hipergigante amarilla HR 5171 Aa).

Propiedades

Las supergigantes rojas son frías y grandes. Tienen tipos espectrales K y M, por lo tanto, temperaturas superficiales por debajo de 4100 K. [ 9 ] Suelen tener 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 ser fácilmente más grande que una supergigante más caliente. Por ejemplo, Alpha Herculis está clasificada como una estrella gigante con un radio de entre 264 y 303 R ☉ mientras que Epsilon Pegasi es una supergigante K2 de solo 185 R ☉ .   

Aunque las supergigantes rojas son mucho más frías que el Sol, son mucho más grandes, por lo que son muy luminosas, típicamente decenas o cientos de miles de L ☉ . [ 9 ] Existe un límite superior teórico para el radio de una supergigante roja en alrededor de 1500 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 con masas superiores a aproximadamente 40 M☉ no se expanden ni se enfrían para convertirse en supergigantes rojas. Las supergigantes rojas en el extremo superior del rango posible 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 alrededor de 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 cierto grado de variabilidad visual , pero rara vez con un período o amplitud bien definidos. Por lo tanto, suelen clasificarse como variables irregulares o semirregulares . Incluso tienen sus propias subclases, SRC y LC, para variables supergigantes semirregulares lentas e irregulares lentas, 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 varias causas probables de variación: solo unas pocas estrellas muestran grandes amplitudes y un fuerte ruido que indica variabilidad en muchas frecuencias, lo que se cree que indica vientos estelares potentes que ocurren hacia el final de la vida de una supergigante roja; más comunes son las variaciones simultáneas del modo radial durante unos cientos de días y probablemente variaciones del modo no radial durante unos miles de días; solo unas pocas estrellas parecen ser verdaderamente irregulares, con pequeñas amplitudes, probablemente debido a la granulación fotosférica . Las fotosferas de las supergigantes rojas contienen un número relativamente pequeño de celdas de convección muy grandes en comparación con estrellas como el Sol . Esto causa variaciones en el brillo superficial que pueden conducir a variaciones de brillo visibles a medida que la estrella rota. [ 14 ]

Los espectros de las supergigantes rojas son similares a los de otras estrellas frías, dominados por un conjunto de líneas de absorción de metales y bandas moleculares. Algunas de estas características se utilizan para determinar la clase de luminosidad, por ejemplo, ciertas intensidades de bandas de cianógeno en el infrarrojo cercano y el triplete de Ca II . [ 15 ]

Un objeto esférico, de color rojo tenue a negro, con patrones muy complejos y caóticos, orientados aleatoriamente y de brillo variable en su superficie, sobre un fondo negro.
Simulaciones de dinámica de fluidos de una supergigante roja, con celdas de convección gigantes y superficie esponjosa.

La emisión máser es común en el material circunestelar alrededor de las supergigantes rojas. Generalmente proviene de H₂O y SiO, pero también se produce emisión de hidroxilo (OH) en regiones estrechas. [ 16 ] Además del mapeo de alta resolución del material circunestelar alrededor de las supergigantes rojas, [ 17 ] las observaciones de máseres mediante VLBI o VLBA pueden utilizarse para derivar paralajes y distancias precisas a sus fuentes. [ 18 ] Actualmente, esto se ha aplicado principalmente a objetos individuales, pero podría 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 superficial de las supergigantes rojas está dominada por el hidrógeno, incluso cuando el hidrógeno en el núcleo se ha consumido por completo. En las últimas etapas de pérdida de masa, antes de que una estrella explote, el helio superficial puede enriquecerse hasta niveles comparables con el 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 pre-supergigantes rojas abandonan la secuencia principal, el oxígeno es más abundante que el carbono en la superficie, y el nitrógeno es menos abundante que ambos, lo que refleja las abundancias 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 por CNO de las capas de fusión. [ 20 ]

Se observa que las supergigantes rojas rotan lenta o muy lentamente. Los modelos indican que incluso las estrellas de la secuencia principal que rotan rápidamente deberían verse frenadas por su pérdida de masa, de modo que las supergigantes rojas apenas rotan. Aquellas supergigantes rojas, como Betelgeuse, que sí presentan tasas de rotación moderadas, podrían haberlas adquirido tras alcanzar la etapa de supergigante roja, quizás mediante interacción binaria. Los núcleos de las supergigantes rojas siguen rotando y la tasa de rotación diferencial puede ser muy grande. [ 21 ]

Definición

Betelgeuse pulsa y muestra cambios en el perfil de sus líneas espectrales (imágenes UV del HST).

Las clases de luminosidad de las supergigantes son fáciles de determinar y aplicar a un gran número de estrellas, pero agrupan varios tipos de estrellas muy diferentes en una sola categoría. Una definición evolutiva restringe el término supergigante a aquellas estrellas masivas que inician la fusión de helio en su núcleo sin desarrollar un núcleo de helio degenerado y sin experimentar un destello de helio. Universalmente, continuarán quemando elementos más pesados ​​y sufrirán un colapso del núcleo que dará lugar a una supernova . [ 22 ]

Las estrellas menos masivas pueden desarrollar una clase de luminosidad espectral supergigante a una luminosidad relativamente baja, alrededor de 1000 L ☉ cuando están en la rama gigante asintótica (AGB) experimentando combustión de la envoltura de helio. Los investigadores ahora prefieren categorizarlas como estrellas AGB distintas de las supergigantes porque son menos masivas, tienen composiciones químicas diferentes en la superficie, experimentan diferentes tipos de pulsación y variabilidad, y evolucionarán 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 hay interés en una clase de estrellas super-AGB , aquellas casi lo suficientemente masivas como para experimentar fusión completa 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 muestran variaciones semirregulares distintivas. 

Evolución

La mayoría de las supergigantes rojas terminan sus vidas como una supernova de tipo II , como SN2013ej en la parte inferior izquierda en un brazo espiral de M74 . [ 25 ]

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 , experimentan un destello de helio antes de fusionar helio en la rama horizontal , evolucionan a lo largo de la AGB mientras queman helio en una envoltura alrededor de un núcleo de carbono-oxígeno degenerado, y luego pierden rápidamente sus capas exteriores para convertirse en una enana blanca con una nebulosa planetaria. [ 12 ] Las estrellas AGB pueden desarrollar espectros con una clase de luminosidad de supergigante a medida que se expanden a dimensiones extremas en relación con su pequeña masa, y pueden alcanzar luminosidades decenas de miles de veces mayores que la del sol. Las estrellas intermedias "super-AGB", alrededor de 7–9 M☉ , pueden experimentar fusión de carbono y pueden producir una supernova de captura de electrones a través del colapso de un núcleo de oxígeno - 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 completamente convectivos. A diferencia del Sol, las capas exteriores de estas estrellas calientes de la secuencia principal no son convectivas. [ 12 ]  

Estas estrellas de la secuencia principal, pre-supergigantes rojas, agotan el hidrógeno de sus núcleos tras 5-20 millones de años. Entonces comienzan a quemar una capa de hidrógeno alrededor del núcleo, ahora predominantemente de helio, lo que provoca su expansión y enfriamiento hasta convertirse en supergigantes. Su luminosidad aumenta aproximadamente tres veces. La abundancia superficial de helio alcanza ahora el 40%, pero el enriquecimiento de elementos más pesados ​​es mínimo. [ 12 ]

Las supergigantes continúan enfriándose y la mayoría pasará rápidamente por la franja de inestabilidad de las cefeidas , aunque las más masivas pasarán un breve período como hipergigantes amarillas . Alcanzarán la clase K o M tardía y se convertirán en una supergigante roja. La fusión de helio en el núcleo comienza suavemente ya sea 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 profundas que se extienden desde la superficie más de la mitad del camino hacia el núcleo y estas causan un fuerte enriquecimiento de nitrógeno en la superficie, con cierto enriquecimiento de elementos más pesados. [ 26 ]

Algunas supergigantes rojas experimentan bucles azules en los que aumentan temporalmente su temperatura antes de volver 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 bucle azul. Las razones exactas de los bucles azules varían en las diferentes estrellas, pero siempre están relacionadas con el aumento del núcleo de helio como proporción de la masa de la estrella y la consiguiente mayor pérdida de masa en las capas exteriores. [ 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 acumula un núcleo de hierro, que inevitablemente colapsa para producir una supernova. El tiempo desde el inicio de la fusión del carbono hasta el colapso del núcleo no es mayor que unos pocos miles de años. En la mayoría de los casos, el colapso del núcleo ocurre mientras la estrella aún 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, lo que provoca un retraso prolongado en la caída de brillo después del pico inicial de la supernova, característica de una supernova de tipo II-P. [ 12 ] [ 26 ]

Se espera que las supergigantes rojas más luminosas, con una metalicidad cercana a la solar , pierdan la mayor parte de sus capas exteriores 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, aún con hidrógeno en sus espectros, pero no con suficiente hidrógeno como para causar una meseta de brillo prolongada en sus curvas de luz. Las estrellas con aún menos hidrógeno restante pueden producir la rara supernova de tipo IIb, donde queda tan poco hidrógeno que las líneas de hidrógeno en el espectro inicial de tipo II se desvanecen hasta parecer una supernova de tipo Ib. [ 27 ]

Los progenitores observados de 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 supergigantes rojas de menor masa. Se ha observado un pequeño número de progenitores de supernovas de tipo II-L y tipo IIb, todos con luminosidades alrededor de 100 000 L☉ y temperaturas algo más elevadas, de hasta 6000 K. Estos coinciden bien con supergigantes rojas de masa ligeramente superior con altas tasas de pérdida de masa. No se conocen progenitores de supernovas que correspondan a las supergigantes rojas más luminosas, y se espera que estas evolucionen a estrellas Wolf-Rayet antes de explotar. [ 21 ]   

Clústeres

RSGC1 , el primero de varios cúmulos masivos que se ha descubierto que contienen múltiples supergigantes rojas.

Las supergigantes rojas necesariamente no tienen más de unos 25 millones de años y se espera que estas estrellas masivas se formen solo en cúmulos estelares relativamente grandes , por lo que se espera que se encuentren principalmente cerca de cúmulos prominentes. Sin embargo, son bastante efímeras en comparación con otras fases en la vida de una estrella y solo se forman a partir de estrellas masivas relativamente poco comunes, por lo que generalmente solo habrá un pequeño número de supergigantes rojas en cada cúmulo en un momento dado. El cúmulo masivo Hodge 301 en la Nebulosa de la Tarántula contiene tres. [ 28 ] Hasta el siglo XXI, el mayor número de supergigantes rojas conocido en un solo cúmulo era cinco en NGC 7419. [ 29 ] La mayoría de las supergigantes rojas se encuentran individualmente, por ejemplo Betelgeuse en la asociación Orión OB1 y Antares en la asociación Escorpio-Centauro .

Desde 2006, se ha identificado una serie de cúmulos masivos cerca de la base del Brazo Crux-Scutum de la galaxia, cada uno con múltiples supergigantes rojas. RSGC1 contiene al menos 12 supergigantes rojas, RSGC2 (también conocido como Stephenson 2 ) contiene al menos 26, RSGC3 contiene al menos 8, y RSGC4 (también conocido como Alicante 8 ) también contiene al menos 8. Se han identificado un total de 80 supergigantes rojas confirmadas dentro de una pequeña área del cielo en dirección a estos cúmulos. Estos cuatro cúmulos parecen ser parte de un estallido masivo de formación estelar hace 10-20 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 lejano de la barra galáctica, pero no un número tan grande de supergigantes rojas. [ 31 ]

Ejemplos

La región de Orión mostrando la supergigante roja Betelgeuse.

Las supergigantes rojas son estrellas raras, pero son visibles a gran distancia y a menudo son variables, por lo que existen varios ejemplos bien conocidos que se pueden observar a simple vista:

Históricamente se pensaba que Mira era una estrella supergigante roja, pero ahora se acepta ampliamente que es una estrella de la rama gigante asintótica. [ 32 ]

Algunas supergigantes rojas son más grandes y luminosas, con radios que superan en más de mil veces el del Sol. Por ello, también se las conoce como hipergigantes rojas .

Un estudio que se esperaba que capturara 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 desde aproximadamente 1000 veces el radio del Sol hacia arriba.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Henny JGLM Lamers; Joseph P. Cassinelli (17 de junio de 1999). Introducción a los vientos estelares . Cambridge University Press. págs.  53–. ISBN 978-0-521-59565-0Consultado el 31 de agosto de 2012 .
  2. ↑ Geisler, D. (1984). "Clasificación de la luminosidad con el sistema de Washington" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 96 : 723. Bibcode : 1984PASP...96..723G . doi : 10.1086/131411 .
  3. ↑ Morgan, WW; Keenan, PC (1973). "Clasificación espectral". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29–50 . Bibcode : 1973ARA & A..11...29M . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .
  4. ↑ Percy, JR; Zsoldos, E. (1992). "Fotometría de variables semirregulares amarillas – HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)". Astronomía y Astrofísica . 263 : 123. Bibcode : 1992A & A...263..123P .
  5. ^ Achmad, L.; Lamers, HJGLM; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, AM (1992). "Un estudio fotométrico de la hipergigante G0-4 Ia (+) HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomía y Astrofísica . 259 : 600. Código Bib : 1992A y A...259..600A .
  6. ↑ De Jager, Cornelis (1998). "Las hipergigantes amarillas". Astronomy and Astrophysics Review . 8 (3): 145– 180. Bibcode : 1998A & ARv...8..145D . doi : 10.1007/s001590050009 . S2CID 189936279 . 
  7. ↑ Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW (2012). "Distancia y cinemática de la hipergigante roja VY CMa: astrometría con Very Long Baseline Array y Very Large Array". The Astrophysical Journal . 744 (1): 23. Bibcode : 2012ApJ...744...23Z . doi : 10.1088/0004-637X/744/1/23 .
  8. ↑ Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW; Brunthaler, A. (2012). "La distancia y el tamaño de la hipergigante roja NML Cygni a partir de la astrometría VLBA y VLA". Astronomy & Astrophysics . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode : 2012A & A...544A..42Z . doi : 10.1051/0004-6361/201219587 . S2CID 55509287 . 
  9. 1 2 3 4 5 Levesque, Emily M. ; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). "La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: frías, pero no tan frías como pensábamos". The Astrophysical Journal . 628 (2): 973– 985. arXiv : astro-ph/0504337 . Bibcode : 2005ApJ...628..973L . doi : 10.1086/430901 . S2CID 15109583 . 
  10. 1 2 Helmel, G.; Gordon, M.; Humphreys, R.; Jones, T. (2020). "Explorando las historias de pérdida de masa de las supergigantes rojas" . Resúmenes de la reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense n.° 235. 235 ( 3): 145. arXiv : 2008.01108 . Bibcode : 2020AAS...23511026H . doi : 10.3847/1538-3881/abab15 .
  11. ↑ Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Gehrz, Robert D.; Schuster, MT; Krautter, Joachim (2001). "La nebulosa asimétrica que rodea a la supergigante roja extrema Vy Canis Majoris" . The Astronomical Journal . 121 (2): 1111– 1125. Bibcode : 2001AJ....121.1111S . doi : 10.1086/318748 .
  12. 12345Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. (2012). "Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M⊙ at solar metallicity (Z = 0.014)". Astronomy & Astrophysics. 537: A146. arXiv:1110.5049. Bibcode:2012A&A...537A.146E. doi:10.1051/0004-6361/201117751. S2CID 85458919.
  13. ↑Kiss, L. L.; Szabo, G. M.; Bedding, T. R. (2006). "Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721–1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. S2CID 5203133.
  14. ↑Schwarzschild, Martin (1975). "On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants". Astrophysical Journal. 195: 137–144. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313.
  15. ↑White, N. M.; Wing, R. F. (1978). "Photoelectric two-dimensional spectral classification of M supergiants". Astrophysical Journal. 222: 209. Bibcode:1978ApJ...222..209W. doi:10.1086/156136.
  16. ↑Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (2012). "Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters". The Astrophysical Journal. 760 (1): 65. arXiv:1209.6427. Bibcode:2012ApJ...760...65F. doi:10.1088/0004-637X/760/1/65. S2CID 53393926.
  17. ↑ Richards, AMS; Yates, JA; Cohen, RJ (1999). "Mapeo máser de la estructura a pequeña escala en la envoltura circunestelar de S Persei" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 306 (4): 954– 974. Bibcode : 1999MNRAS.306..954R . doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x .
  18. ↑ Kusuno, K.; Asaki, Y.; Imai, H.; Oyama, T. (2013). "Medición de distancia y movimiento propio de la supergigante roja, Pz Cas, en astrometría máser de H2O de interferometría de línea de base muy larga". The Astrophysical Journal . 774 (2): 107. arXiv : 1308.3580 . Bibcode : 2013ApJ...774..107K . doi : 10.1088/0004-637X/774/2/107 . S2CID 118867155 . 
  19. ↑ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, KM (2012). "Emisión máser de SiO de supergigantes rojas a través de la Galaxia. I. Objetivos en cúmulos estelares masivos". Astronomía y Astrofísica . 541 : A36. arXiv : 1203.4727 . Bibcode : 2012A y A...541A..36V . doi : 10.1051/0004-6361/201118265 . S2CID 55630819 . 
  20. ↑ Georgy, C. (2012). "Supergigantes amarillas como progenitoras de supernovas: ¿Una indicación de una fuerte pérdida de masa para las supergigantes rojas?". Astronomía y Astrofísica . 538 : L8. arXiv : 1111.7003 . Bibcode : 2012A & A...538L...8G . doi : 10.1051/0004-6361/201118372 . S2CID 55001976 . 
  21. 1 2 3 Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P.; Levesque, E.; Massey, P. (2015). "Impacto de la pérdida de masa en la evolución y las propiedades pre-supernova de las supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 575 : A60. arXiv : 1410.8721 . Bibcode : 2015A & A...575A..60M . doi : 10.1051/0004-6361/201424671 . S2CID 38736311 . 
  22. ↑ Van Loon, J. Th.; Cioni, M.-RL; Zijlstra, AA; Loup, C. (2005). "Una fórmula empírica para las tasas de pérdida de masa de supergigantes rojas envueltas en polvo y estrellas de la rama gigante asintótica ricas en oxígeno". Astronomía y Astrofísica . 438 (1): 273– 289. arXiv : Astro-ph/0504379 . Bibcode : 2005A & A...438..273V . doi : 10.1051/0004-6361:20042555 . S2CID 16724272 . 
  23. ↑ Groenewegen, MAT; Sloan, GC; Soszyński, I.; Petersen, EA (2009). "Luminosidades y tasas de pérdida de masa de estrellas AGB y supergigantes rojas de SMC y LMC". Astronomía y Astrofísica . 506 (3): 1277– 1296. arXiv : 0908.3087 . Bibcode : 2009A & A...506.1277G . doi : 10.1051/0004-6361/200912678 . S2CID 14560155 . 
  24. 1 2 Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). "El canal de supernova de las estrellas Super-AGB". The Astrophysical Journal . 675 (1): 614– 625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode : 2008ApJ...675..614P . doi : 10.1086/520872 . S2CID 18334243 . 
  25. ^ Fraser, M.; Maund, JR; Smartt, SJ; Kotak, R.; Lorenzo, A.; Bruce, A.; Valenti, S.; Yuan, F.; Benetti, S.; Chen, T.-W.; Gal-Yam, A.; Inserra, C.; Joven, RD (2013). «Sobre el progenitor del Tipo IIP SN 2013ej en M74» . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 439 : L56– L60. arXiv : 1309.4268 . Código Bib : 2014MNRAS.439L..56F . doi : 10.1093/mnrasl/slt179 . S2CID 53415703 . 
  26. 1 2 Heger, A.; Langer, N.; Woosley, SE (2000). "Evolución presupernova de estrellas masivas en rotación. I. Método numérico y evolución de la estructura estelar interna". The Astrophysical Journal . 528 (1): 368– 396. arXiv : astro-ph/9904132 . Bibcode : 2000ApJ...528..368H . doi : 10.1086/308158 . S2CID 3369610 . 
  27. ↑ Woosley, SE; Heger, A.; Weaver, TA (2002). "La evolución y explosión de estrellas masivas". Reviews of Modern Physics . 74 (4): 1015– 1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W . doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . S2CID 55932331 . 
  28. ↑ Slesnick, Catherine L.; Hillenbrand, Lynne A.; Massey, Philip (2002). "La historia de la formación estelar y la función de masa del cúmulo doble h y χ Persei". The Astrophysical Journal . 576 (2): 880– 893. arXiv : astro-ph/0205130 . Bibcode : 2002ApJ...576..880S . doi : 10.1086/341865 . S2CID 11463246 . 
  29. ↑ Caron, Genevive; Moffat, Anthony FJ; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). "La falta de supergigantes azules en NGC 7419, un cúmulo abierto galáctico rico en supergigantes rojas con estrellas de rápida rotación" . The Astronomical Journal . 126 (3): 1415– 1422. Bibcode : 2003AJ....126.1415C . doi : 10.1086/377314 .
  30. ↑ Negueruela, I.; Marco, A.; González-Fernández, C.; Jiménez-Esteban, F.; Clark, JS; García, M.; Solano, E. (2012). "Supergigantes rojas alrededor del cúmulo abierto oscurecido Stephenson 2". Astronomía y Astrofísica . 547 : A15. arXiv : 1208.3282 . Código Bib : 2012A y A...547A..15N . doi : 10.1051/0004-6361/201219540 . S2CID 53662263 .  
  31. ↑ Davies, Ben; de la Fuente, Diego; Najarro, Francisco; Hinton, Jim A.; Trombley, Christine; Figer, Donald F.; Puga, Elena (2012). "Un cúmulo estelar masivo joven recientemente descubierto en el extremo lejano de la Barra Galáctica" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 419 (3): 1860– 1870. arXiv : 1111.2630 . Bibcode : 2012MNRAS.419.1860D . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x . S2CID 59405479 . 
  32. ↑ Galaxy v23n06 (1965 08) .
  33. ↑ Levesque, EM; Massey, P.; Olsen, KAG; Plez, B.; Meynet, G.; Maeder, A. (2006). "Las temperaturas efectivas y las propiedades físicas de las supergigantes rojas de la nube de Magallanes: los efectos de la metalicidad". The Astrophysical Journal . 645 (2): 1102– 1117. arXiv : astro-ph/0603596 . Bibcode : 2006ApJ...645.1102L . doi : 10.1086/504417 . S2CID 5150686 . 

Lecturas adicionales

  • Dorda, Ricardo; Negueruela, Ignacio; González-Fernández, Carlos; Tabernero, Hugo M. (2016). "Tipo espectral, temperatura y etapa evolutiva en supergigantes frías". Astronomía y Astrofísica . 592 : A16. arXiv : 1605.03239 . Código Bib : 2016A y A...592A..16D . doi : 10.1051/0004-6361/201528024 . S2CID 56239945 . 
  • Chiavassa, A.; Kudritzki, R.; Davies, B.; Freytag, B.; De Mink, SE (2022). "Explorando la dinámica de las supergigantes rojas a través de los desplazamientos del fotocentro medidos por Gaia ". Astronomía y Astrofísica . 661 : L1. arXiv : 2205.05156 . Bibcode : 2022A y A...661L...1C . doi : 10.1051/0004-6361/202243568 . S2CID 248316112 . 
  • Estrellas supergigantes rojas