Supergigante roja

Las supergigantes rojas (RSGs) son estrellas con una clase de luminosidad supergigante (clase Yerkes I) de tipo espectral K o M. Son las estrellas más grandes del universo en términos de volumen, aunque no son las más masivas ni las más luminosas. Betelgeuse y Antares A son las supergigantes rojas (RSG) más brillantes y conocidas, de hecho, las únicas estrellas supergigantes rojas de primera magnitud.

Clasificación

Las estrellas se clasifican como supergigantes en función de su clase de luminosidad espectral. Este sistema utiliza ciertas líneas espectrales de diagnóstico para estimar la gravedad de la superficie de una estrella, determinando así su tamaño en relación con su masa. Las estrellas más grandes son más luminosas a una temperatura determinada y ahora se pueden agrupar en bandas de diferente luminosidad.

Las diferencias de luminosidad entre las estrellas son más evidentes a bajas temperaturas, donde las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las estrellas de la secuencia principal. Las supergigantes tienen las gravedades superficiales más bajas y, por lo tanto, son las más grandes y brillantes a una temperatura particular.

El sistema de clasificación Yerkes o Morgan-Keenan (MK) es casi universal. Agrupa las estrellas en cinco grupos principales de luminosidad designados por números romanos:

• Yo supergiant;
• II gigante brillante;
• III gigante;
• IV. Subgiant;
• Enano V (secuencia principal).

Específico de las supergigantes, la clase de luminosidad se divide en supergigantes normales de clase Ib y supergigantes más brillantes de clase Ia. También se utiliza la clase intermedia Iab. Las estrellas excepcionalmente brillantes, de baja gravedad superficial y con fuertes indicios de pérdida de masa pueden ser designadas con clase de luminosidad 0 (cero), aunque esto rara vez se ve. Más a menudo se utilizará la designación Ia-0, y aún más comúnmente Ia⁺. Estas clasificaciones espectrales hipergigantes rara vez se aplican a las supergigantes rojas, aunque el término hipergigante rojo se usa a veces para las supergigantes rojas más extensas e inestables como VY Canis Majoris y NML Cygni.

El "rojo" parte de la "supergigante roja" se refiere a la temperatura fresca. Las supergigantes rojas son las supergigantes más frías, de tipo M y al menos algunas estrellas de tipo K, aunque no hay un límite preciso. Las supergigantes de tipo K son poco comunes en comparación con las de tipo M porque son una etapa de transición de corta duración y algo inestables. Las estrellas de tipo K, especialmente los tipos K tempranos o más calientes, a veces se describen como supergigantes naranjas (por ejemplo, Zeta Cephei), o incluso como amarillas (por ejemplo, hipergigante amarilla HR 5171 Aa).

Propiedades

Escala de temperatura para supergiantes rojos

Espectrotipo	Temperatura (K)
K1–1.5	4,100
K2-3	4.015
K5-M0	3,840
M0	3.790
M1	3.745
M1.5	3.710
M2	3.660
M2.5	3.615
M3	3.605
M3.5	3.550
M4–4.5	3.535
M5	3.450

Las supergigantes rojas son frías y grandes. Tienen tipos espectrales de K y M, por lo tanto, temperaturas superficiales por debajo de 4100 K. Por lo general, tienen entre varios cientos y más de mil veces el radio del Sol, 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 se clasifica 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 que muy luminosas, normalmente decenas o cientos de miles L_☉. Hay un límite superior teórico para el radio de una supergigante roja de alrededor de 1500 R_☉. 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 10 M_☉ y 30 o 40 M_☉. Las estrellas de la secuencia principal con una masa superior a unos 40 M_☉ no se expanden ni se enfrían para convertirse en supergigantes rojas. Las supergigantes rojas en el extremo superior del posible rango de masa y luminosidad son las más grandes conocidas. Su baja gravedad superficial y su alta luminosidad provocan una pérdida de masa extrema, millones de veces superior a la del Sol, lo que produce nebulosas observables que rodean a la estrella. 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.

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, se suelen clasificar como variables irregulares o semirregulares. Incluso tienen sus propias subclases, SRC y LC para variables supergigantes lentas semirregulares e irregulares lentas, respectivamente. Las variaciones suelen ser lentas y de pequeña amplitud, pero se conocen amplitudes de hasta cuatro magnitudes.

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, que se cree que indican poderosos vientos estelares que ocurren hacia el final de la vida. de una supergigante roja; más comunes son las variaciones de modo radial simultáneas durante unos pocos cientos de días y probablemente las variaciones de modo no radial durante unos pocos miles de días; solo unas pocas estrellas parecen ser realmente irregulares, con pequeñas amplitudes, probablemente debido a la granulación fotosférica. Las fotosferas supergigantes rojas contienen un número relativamente pequeño de células de convección muy grandes en comparación con estrellas como el Sol. Esto provoca variaciones en el brillo de la superficie que pueden provocar variaciones de brillo visibles a medida que la estrella gira.

Los espectros de las supergigantes rojas son similares a los de otras estrellas frías, dominados por un bosque 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 banda de cianógeno en el infrarrojo cercano y el triplete Ca II.

La emisión de máser es común en el material circunestelar alrededor de las supergigantes rojas. Más comúnmente, esto surge de H₂O y SiO, pero la emisión de hidroxilo (OH) también ocurre en regiones estrechas. Además del mapeo de alta resolución del material circunestelar alrededor de las supergigantes rojas, las observaciones de máseres VLBI o VLBA se pueden usar para derivar paralajes y distancias precisas a sus fuentes. Actualmente, esto se ha aplicado principalmente a objetos individuales, pero puede ser útil para el análisis de la estructura galáctica y el descubrimiento de estrellas supergigantes rojas que de otro modo estarían oscurecidas.

La abundancia de supergigantes rojas en la superficie está dominada por el hidrógeno a pesar de que el hidrógeno en el núcleo se ha consumido por completo. En las últimas etapas de pérdida de masa, antes de que explote una estrella, el helio de la superficie puede enriquecerse hasta niveles comparables con el hidrógeno. En los modelos teóricos de pérdida de masa extrema, se puede perder suficiente hidrógeno para que el helio se convierta en el elemento más abundante en la superficie. Cuando las estrellas supergigantes pre-rojas abandonan la secuencia principal, el oxígeno es más abundante que el carbono en la superficie, y el nitrógeno es menos abundante que cualquiera de los dos, lo que refleja la abundancia de la formación de la estrella. El carbono y el oxígeno se agotan rápidamente y el nitrógeno aumenta como resultado del dragado del material procesado con CNO de las capas de fusión.

Se observa que las supergigantes rojas giran lenta o muy lentamente. Los modelos indican que incluso las estrellas de la secuencia principal que giran rápidamente deberían verse frenada por su pérdida de masa para que las supergigantes rojas apenas giren. Esas supergigantes rojas como Betelgeuse que tienen tasas de rotación modestas pueden haberlo adquirido después de alcanzar la etapa de supergigante roja, quizás a través de la interacción binaria. Los núcleos de las supergigantes rojas siguen girando y la tasa de rotación diferencial puede ser muy grande.

Definición

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

Las estrellas menos masivas pueden desarrollar una clase de luminosidad espectral supergigante con una luminosidad relativamente baja, alrededor de 1000 L_☉ cuando están en la rama gigante asintótica (AGB) experimentando una capa de helio incendio. Los investigadores ahora prefieren categorizarlas como estrellas AGB distintas de las supergigantes porque son menos masivas, tienen diferentes composiciones químicas en la superficie, experimentan diferentes tipos de pulsaciones y variabilidad, y evolucionarán de manera diferente, generalmente produciendo una nebulosa planetaria y una enana blanca. 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 sufrir una fusión de carbono total, que pueden producir supernovas peculiares aunque sin desarrollar un núcleo de hierro. Un grupo notable de estrellas de baja masa y alta luminosidad son las variables RV Tauri, AGB o estrellas post-AGB que se encuentran en la franja de inestabilidad y muestran variaciones semirregulares distintivas.

Evolución

Las supergigantes rojas se desarrollan a partir de estrellas de la secuencia principal con masas entre aproximadamente 8 M_☉ y 30 o 40 M_☉. 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 capa alrededor de un núcleo de carbono-oxígeno degenerado, luego pierden rápidamente su exterior. capas para convertirse en una enana blanca con una nebulosa planetaria. Las estrellas AGB pueden desarrollar espectros con una clase de luminosidad supergigante a medida que se expanden a dimensiones extremas en relación con su pequeña masa, y pueden alcanzar luminosidades decenas de miles de veces la del sol. Intermedio "super-AGB" las estrellas, alrededor de 9 M_☉, pueden sufrir una fusión de carbono y pueden producir una supernova de captura de electrones a través del colapso de un núcleo de oxígeno-neón.

Las estrellas de 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 espectrales tipos de B temprano, posiblemente O muy tardío. Ya son estrellas muy luminosas de 10 000 a 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.

Estas estrellas de secuencia principal supergigantes anteriores al rojo agotan el hidrógeno en sus núcleos después de 5 a 20 millones de años. Luego comienzan a quemar una capa de hidrógeno alrededor del núcleo, ahora predominantemente de helio, y esto hace que se expandan y se enfríen en supergigantes. Su luminosidad aumenta en un factor de aproximadamente tres. La abundancia de helio en la superficie es ahora de hasta el 40%, pero hay poco enriquecimiento de elementos más pesados.

Las supergigantes continúan enfriándose y la mayoría atravesará rápidamente 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 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 profunda que se extienden desde la superficie hasta la mitad del núcleo y provocan un fuerte enriquecimiento de nitrógeno en la superficie, con cierto enriquecimiento de elementos más pesados.

Algunas supergigantes rojas experimentan bucles azules en los que aumentan temporalmente la 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 varias. Las temperaturas pueden alcanzar los 10.000 K en el pico del bucle azul. Las razones exactas de los bucles azules varían en diferentes estrellas, pero siempre están relacionadas con el aumento del núcleo de helio como proporción de la masa de la estrella y obligando a mayores tasas de pérdida de masa de las capas externas.

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 forma un núcleo de hierro, que inevitablemente colapsa para producir una supernova. El tiempo desde el inicio de la fusión de carbono hasta el colapso del núcleo no es más que unos pocos miles de años. En la mayoría de los casos, el colapso del núcleo se produce cuando la estrella sigue siendo una supergigante roja, la gran atmósfera restante rica en hidrógeno se expulsa y esto produce un espectro de supernova de tipo II. La opacidad de este hidrógeno expulsado disminuye a medida que se enfría y esto provoca un retraso prolongado en la caída del brillo después del pico de supernova inicial, la característica de una supernova Tipo II-P.

Se espera que las supergigantes rojas más luminosas, con una metalicidad cercana al sol, pierdan la mayor parte de sus capas externas antes de que sus núcleos colapsen, por lo que evolucionan de nuevo a hipergigantes amarillas y variables azules luminosas. Tales estrellas pueden explotar como supernovas de tipo II-L, todavía con hidrógeno en sus espectros pero sin suficiente hidrógeno para causar una meseta de brillo prolongada en sus curvas de luz. Las estrellas con incluso menos hidrógeno restante pueden producir la supernova poco común de tipo IIb, donde queda tan poco hidrógeno que las líneas de hidrógeno en el espectro inicial de tipo II se desvanecen hasta la apariencia de una supernova de Tipo Ib.

Todos los progenitores observados de las 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 las supergigantes rojas de menor masa. Se ha observado un pequeño número de supernovas progenitoras de tipo II-L y tipo IIb, todas con luminosidades de alrededor de 100 000 L_☉ y temperaturas algo más altas de hasta 6000 K. Estas son una buena combinación para supergigantes rojas de masa ligeramente superior con altas tasas de pérdida de masa. No se conocen progenitores de supernova que correspondan a las supergigantes rojas más luminosas, y se espera que estas evolucionen a estrellas Wolf Rayet antes de explotar.

Clústeres

Las supergigantes rojas necesariamente no tienen más de 25 millones de años y se espera que estas estrellas masivas se formen solo en cúmulos de estrellas relativamente grandes, por lo que se espera que se encuentren principalmente cerca de cúmulos prominentes. Sin embargo, tienen una vida bastante corta en comparación con otras fases de 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 de Hodge 301 en la Nebulosa de la Tarántula contiene tres. Hasta el siglo XXI, la mayor cantidad de supergigantes rojas conocidas en un solo grupo era cinco en NGC 7419. La mayoría de las supergigantes rojas se encuentran solas, por ejemplo, Betelgeuse en la asociación Orion OB1 y Antares en la asociación Scorpius-Centaurus.

Desde 2006, se han identificado una serie de cúmulos masivos cerca de la base del brazo Crux-Scutum de la galaxia, cada uno de los cuales contiene varias supergigantes rojas. RSGC1 contiene al menos 12 supergigantes rojas, RSGC2 (también conocida como Stephenson 2) contiene al menos 26 (Stephenson 2 DFK 1, una de las estrellas, se encuentra entre las estrellas más grandes conocidas), RSGC3 contiene al menos 8 y RSGC4 (también conocida 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 la dirección de estos cúmulos. Estos cuatro cúmulos parecen ser parte de un estallido masivo de formación de estrellas hace 10-20 millones de años en el extremo cercano de la barra en el centro de la galaxia. Se han encontrado cúmulos masivos similares cerca del extremo más alejado de la barra galáctica, pero no un número tan grande de supergigantes rojas.

Ejemplos

Las supergigantes rojas son estrellas raras, pero son visibles a gran distancia y, a menudo, son variables, por lo que hay una serie de ejemplos bien conocidos:

• Antares A
• Betelgeuse
• 119 Tauri
• Epsilon Pegasi
• Psi1 Aurigae
• Lambda Velorum
• Mu Cephei
• NML Cygni
• S Persei
• Stephenson 2 DFK 1
• UY Scuti
• VY Canis Majoris
• Westerlund 1-26
• WOH G64

Un estudio que esperaba capturar prácticamente todas las supergigantes rojas de la Nube de Magallanes 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 unas 1.000 veces el radio del Sol hacia arriba.