Supergigante azul

Hertzsprung–Russell diagrama

Tipo espectral

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Enanos marrones

Enanos blancos

Enanos rojos

Subdwarfs

Secuencia principal (enanos)

Subgiants

Gigantes

gigantes rojos

gigantes azules

gigantes brillantes

Supergiants

Supergiant rojo

Hypergiants

absolutomagni-tude(MV)

Una supergigante azul (BSG) es una estrella luminosa y caliente, a menudo denominada supergigante OB. Tienen clase de luminosidad I y clase espectral B9 o anterior.

Las supergigantes azules se encuentran en la parte superior izquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell, arriba ya la derecha de la secuencia principal. 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 aproximadamente 10 000 a un millón de veces la del Sol.

Formación

Las supergigantes son estrellas evolucionadas de gran masa, más grandes y luminosas que las estrellas de la secuencia principal. Las estrellas de clase O y clase B tempranas 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 menos) comienzan a aparecer cerca de la superficie de la estrella. Estas estrellas suelen convertirse en supergigantes azules, aunque es posible que algunas de ellas evolucionen directamente a estrellas Wolf-Rayet. La expansión a la etapa supergigante ocurre cuando se agota el hidrógeno en el núcleo de la estrella y comienza la quema de la capa de hidrógeno, pero también puede deberse a que los elementos pesados son arrastrados a la superficie por convección y pérdida de masa debido a los aumentos de presión de radiación.

Las supergigantes azules evolucionaron recientemente a partir de la secuencia principal, tienen luminosidades extremadamente altas, altas tasas de pérdida de masa y, en general, son inestables. Muchos de ellos 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 unos pocos miles de años, por lo que estas estrellas son raras. Las supergigantes rojas de mayor masa destruyen sus atmósferas exteriores y evolucionan de nuevo a supergigantes azules y posiblemente a estrellas Wolf-Rayet. Dependiendo de la masa exacta y la composición de una supergigante roja, puede ejecutar una serie de bucles azules antes de explotar como una supernova de tipo II o finalmente arrojar suficientes capas externas para convertirse nuevamente en una supergigante azul, menos luminosa que la primera vez pero mas inestable Si tal estrella puede atravesar el vacío evolutivo amarillo, se espera que se convierta en una de las LBV de menor luminosidad.

Las supergigantes azules más masivas son demasiado luminosas para retener una atmósfera extensa y nunca se expanden hasta convertirse en una supergigante roja. La línea divisoria es de aproximadamente 40 M_☉, aunque las supergigantes rojas más frías y más 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 con seguridad hacia la vejez como una estrella Wolf Rayet y finalmente una enana blanca, o si alcanzan la etapa Wolf Rayet y explotan como supernovas, o si explotan como supernovas mientras las supergigantes azules.

Los progenitores de supernovas suelen ser 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. Ahora se sabe por observación que casi cualquier clase de estrella evolucionada de gran masa, incluidas las supergigantes azules y amarillas, puede explotar como una supernova, aunque la teoría aún lucha por explicar cómo en detalle. Si bien la mayoría de las supernovas son del tipo relativamente homogéneo II-P 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 supernovas. luminosas como muchas supernovas de tipo IIn.

Propiedades

Debido a sus masas extremas, tienen una vida útil relativamente corta y se observan principalmente en estructuras cósmicas jóvenes, como cúmulos abiertos, los brazos de las galaxias espirales y en 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 viejas, aunque recientemente se descubrió que el núcleo de la Vía Láctea alberga varios cúmulos abiertos masivos y jóvenes asociados. estrellas calientes.

El ejemplo más conocido es Rigel, la estrella más brillante de la constelación de Orión. Su masa es unas 20 veces la del Sol, y su luminosidad es unas 117.000 veces mayor. A pesar de su rareza y su corta vida, están fuertemente representados entre las estrellas visibles a simple vista; su inmenso brillo es más que suficiente para compensar su escasez.

Las supergigantes azules tienen vientos estelares rápidos y las más luminosas, llamadas hipergigantes, tienen espectros dominados por líneas de emisión que indican una fuerte pérdida de masa impulsada por un continuo. Las supergigantes azules muestran cantidades variables de elementos pesados en sus espectros, según su edad y la eficiencia con la que los productos de la nucleosíntesis en el núcleo se transportan hacia la superficie. Las supergigantes que giran rápidamente pueden estar muy mezcladas y mostrar altas proporciones de helio e incluso elementos más pesados mientras queman hidrógeno en el núcleo; estas estrellas muestran espectros muy similares a una estrella Wolf Rayet.

Mientras que el viento estelar de una supergigante roja es denso y lento, el viento de una supergigante azul es rápido pero escaso. Cuando una supergigante roja se convierte en una supergigante azul, el viento más rápido que produce impacta en el viento lento ya emitido y hace que el material que sale se condense en una capa delgada. En algunos casos, se pueden ver varios caparazones débiles concéntricos de episodios sucesivos de pérdida de masa, ya sea bucles azules anteriores de la etapa supergigante roja o erupciones como los estallidos de LBV.

Ejemplos

• MACS J1149 Lensed Star 1 (o Icarus) – más distante estrella individual detectada
• Rigel (β Orionis), un supergiant blanco azul (tipo B)
• UW Canis Majoris (UW CMa), un supergiant azul (O-type)
• Zeta Puppis (Naos), un supergiant azul (O-tipo)