Estrella supergigante

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En astronomía , las estrellas supergigantes son estrellas que entran en la clase de brillo I de la clasificación espectral de Yerkes . Las estrellas que pertenecen a esta clase exhiben líneas espectrales mucho más finas que las estrellas que pertenecen a la secuencia principal . Las líneas finas indican que la atmósfera de estas estrellas es muy delgada [1] . La mayoría de las supergigantes son estrellas masivas que aumentan su radio considerablemente en la fase final de su existencia. Por un lado, este fenómeno disminuye la densidad de la estrella al adelgazar sus líneas espectrales, por otro lado, al aumentar enormemente la superficie radiante, eleva el brillo de la estrella [2] .

Este tipo de estrellas supergigantes ocupa, por tanto, la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell , la reservada para las estrellas más brillantes con magnitud absoluta entre −5 y −12 [3] . Sin embargo, existen otros tipos de supergigantes, en las que el adelgazamiento de las líneas espectrales se debe a otros fenómenos, como las estrellas AGB o las estrellas Be .

Generalidad

Diagrama de Hertzsprung-Russell

En el diagrama HR , las estrellas se clasifican según su temperatura real (en la abscisa) y su brillo absoluto (en la ordenada). La mayoría de las supergigantes están dispuestas en una franja horizontal que ocupa la parte superior del diagrama, la reservada para las estrellas más brillantes [4] . Al ser más brillantes que las estrellas de la secuencia principal y las gigantes con la correspondiente temperatura efectiva, las supergigantes, según la ley de Stefan-Boltzmann [5], deben ser mucho más grandes que ellas. De hecho, según esta ley, el brillo de una estrella es función de su superficie radiante y la cuarta potencia de su temperatura [5] . Por lo tanto, a la misma temperatura, si una estrella es más brillante que otra, tiene una superficie radiante más grande y, en consecuencia, un radio más grande. El radio de una supergigante es típicamente entre 30 y 1000 veces mayor que el del Sol ( R ☉ ) [6] , aunque se han descubierto supergigantes excepcionalmente grandes hasta un radio de 1800 R ☉ [7] . La presión de radiación limita el radio máximo de las supergigantes a un valor entre 1000 y 2000 R ☉ ya un brillo de unos pocos millones de veces el del Sol [8] . Las estrellas que están más allá de estos límites se vuelven inestables, pulsan y pierden masa rápidamente [8] .

Una estrella se clasifica como supergigante basándose únicamente en su espectro . Al ser muy grandes, las supergigantes, de hecho, tienen una gravedad superficial baja y una densidad baja, lo que da como resultado un cambio en las líneas espectrales que son más delgadas que las de las estrellas de la secuencia principal [1] . Además, las supergigantes son estrellas muy evolucionadas y por ello las líneas de elementos pesados producidos por la fusión nuclear abundan en sus espectros [9] . Finalmente, algunas supergigantes pierden masa a altas velocidades, produciendo nubes de gas alrededor de la estrella que inducen el llamado perfil P Cygni en el espectro caracterizado por líneas de absorción y emisión [10] .

Antares , una de las supergigantes más conocidas.

Las supergigantes se dividen en función de sus espectros. Se encuentran en todas las clases espectrales desde la clase O hasta la clase M. El sistema MK asigna la clase de luminosidad Ib a las supergigantes menos luminosas y la Ia a las más brillantes [11] . Para supergigantes excepcionalmente brillantes, o hipergigantes , a veces se usa la abreviatura 0 o Ia + [12] . En realidad existe un continuo entre los diferentes subgrupos de supergigantes y no una clara división en bandas, tanto que la abreviatura Iab se usa para indicar supergigantes de luminosidad intermedia. La clasificación espectral de las supergigantes se observa a menudo para indicarpeculiaridades espectrales , por ejemplo, B2Iae o F8Iabpec [13] .

Dado que las supergigantes azules de clase O o B son tan brillantes como las supergigantes rojas de clase M, como lo demuestra la horizontalidad de la franja supergigante en el diagrama HR, esta última debe ser mucho más grande que la primera. Las supergigantes rojas, de hecho, emiten mucha menos radiación por unidad de superficie radiante que las azules, debido a la menor temperatura de la superficie. Compensan esta menor emisión por unidad de área con un radio mucho mayor. También se deduce que, si bien la diferencia de tamaño entre una estrella de secuencia principal de clase O y una supergigante de la misma clase es muy pequeña, la diferencia de tamaño entre una estrella de secuencia principal de clase M y una supergigante correspondiente es enorme.

Evolución

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Evolución estelar .

Los progenitores de las supergigantes son estrellas masivas pertenecientes a la clase espectral O oa la clase espectral B. Se trata de estrellas con una masa inicial al menos diez veces mayor que la del Sol [6] . Debido a su gran masa, estas estrellas fusionan hidrógeno en helio muy rápidamente, por lo que su permanencia en la secuencia principal es relativamente corta, con períodos que van desde 30 millones de años para la menos masiva hasta unos pocos cientos de miles de años para la más masiva [14 ] . Las estrellas de este tipo son observables en estructuras galácticas más jóvenes, como cúmulos abiertos y brazos de galaxias espirales y en galaxias irregulares . En cambio, son menos abundantes en núcleos galácticos y rara vez se observan en galaxias elípticas y cúmulos globulares , que se componen principalmente de estrellas viejas [15] [16] .

Las estrellas de este tipo se convierten en supergigantes cuando salen de la secuencia principal cuando el hidrógeno de sus núcleos comienza a agotarse. Esto produce una expansión del radio de la estrella, al igual que las estrellas menos masivas, pero a diferencia de ellas, han desarrollado temperaturas lo suficientemente altas en sus núcleos como para comenzar la fusión del helio casi de inmediato y antes de que se forme un núcleo degenerado . Como resultado, no se produce el destello de helio , pero la fusión del helio comienza mucho más gradualmente [17] . Esta gradualidad tiene la consecuencia de que las supergigantes no aumentan drásticamente su brillo, como sucede en las estrellas de masa más pequeña cuando se convierten en gigantes , sino que se mueven casi horizontalmente a lo largo del diagrama HR volviéndose cada vez más rojas.

Rigel , la supergigante azul más brillante del cielo .

Las estrellas con una masa superior a 40 M ☉ no se expanden en supergigantes rojas. Queman su combustible nuclear demasiado rápido y pierden sus capas superiores demasiado rápido para convertirse en supergigantes rojas y seguir siendo supergigantes azules o alcanzar la etapa de supergigante amarilla y luego volver al azul. Debido a su intenso viento estelar pierden su capa de hidrógeno superficial y de la fase supergigante azul pasan directamente a la de la estrella Wolf-Rayet y luego explotan en supernovas tipo Ib [18] . Las estrellas más masivas, con masa superior a 60 M ☉ , no se alejan de la clase O con la que comenzaron su existencia y aumentan ligeramente su brillo. En consecuencia, su fase supergigante no se distingue fácilmente de la de la secuencia principal. La causa de esta diferencia no marcada entre las dos fases se encuentra en el hecho de que estas estrellas tienen un núcleo convectivo muy grande que mezcla el hidrógeno presente en la superficie con el helio y el carbono presentes en el núcleo. Como resultado, continúan fusionando hidrógeno hasta casi agotarse por completo, luego pierden rápidamente la fina capa de hidrógeno que queda, convirtiéndose en estrellas Wolf-Rayet para terminar su existencia como supernovas de tipo Ic [18] [19] .

Se ha teorizado que las primeras estrellas del universo, las llamadas estrellas de Población III [20] , eran mucho más masivas que las estrellas existentes en la actualidad (hasta 1000 M ☉ ) [21] [22] . Se ha postulado la existencia de esta primera generación de estrellas para explicar la existencia de elementos químicos distintos del hidrógeno y el helio en las estrellas más antiguas conocidas [20] . Aunque eran más grandes y brillantes que todas las supergigantes conocidas hoy en día, su estructura debe haber sido muy diferente, con pérdidas de masa mucho menores. Tuvieron vidas muy cortas y terminaron su existencia en supernovas en inestabilidad de pareja o fotodisintegración [23] [24] .

Progenitores de supernovas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Supernova .

La mayoría de las supergigantes están destinadas a acabar con su existencia al explotar en una supernova . Debido a sus grandes masas, las supernovas pueden desarrollar temperaturas suficientes en sus núcleos para fusionar elementos más pesados ​​hasta el hierro . La supergigante desarrolla una estructura en "cebolla", en la que los elementos químicos producidos se disponen en capas concéntricas, las más pesadas en el centro, las menos pesadas en las capas gradualmente superiores. Dado que la fusión del hierro requiere más energía de la que produce, la supergigante que ha desarrollado un núcleo de hierro colapsa, produciendo la explosión [25] .

Las supergigantes rojas son las progenitoras de las supernovas de tipo II , ya que retienen una capa de hidrógeno alrededor de su núcleo. Las supergigantes azules, en cambio, evolucionan hacia estrellas Wolf-Rayet, en las que el hidrógeno está ausente o casi ausente, que explotan en supernovas de tipo Ib e Ic [26] .

Diagrama de las "capas de cebolla" de una supergigante en las últimas etapas de la vida. (No en escala)

Sin embargo, el modelo de cebolla, para el cual la supergigante desarrolla un núcleo de hierro que colapsa provocando la explosión, resultó ser demasiado simplista: el progenitor de la supernova tipo II SN 1987a era una supergigante azul, aunque no se descarta que haya sido pasada previamente. de la fase supergigante roja. El caso de esta supernova probablemente no sea excepcional y, en consecuencia, la investigación actual está tratando de comprender cómo pueden explotar las supergigantes azules y cómo las supergigantes rojas pueden volver a convertirse en supergigantes azules [27] .

Variabilidad

Muchas supergigantes exhiben fenómenos de variabilidad . En la mayoría de los casos, la variabilidad se debe a las pulsaciones de la superficie estelar. Entre las variables pulsantes se encuentran las pertenecientes a la denominada franja de inestabilidad , que atraviesa la banda de supergigantes en correspondencia con las clases espectrales F6-K2, extendiéndose hasta las hipergigantes [28] . Por lo tanto, algunas supergigantes amarillas son variables cefeidas clásicas , que tienen períodos de variabilidad muy regulares. Se pueden utilizar como velas estándar , ya que su período de variación es función del brillo absoluto de la estrella. Los períodos de variación de las cefeidas son relativamente cortos, con un máximo de 100 días [29] . Otras supergigantes pulsantes, por otro lado, tienen períodos más largos pero exhiben variaciones menos regulares y se clasifican entre variables semi- regulares o irregulares lentas . Estos últimos pertenecen en su mayoría a las últimas clases espectrales: K, M, C o S [30] . Entre ellos se encuentra una de las estrellas más brillantes del cielo, Betelgeuse [31] . Algunas supergigantes blancas, por otro lado, tienen varios períodos superpuestos de variabilidad y se recogen en la clase de variables Alpha Cygni [32] , cuyo prototipo es Deneb (α Cygni).

Deneb , el prototipo supergigante de las variables Alfa Cygni .

Algunas supergigantes e hipergigantes son en cambio variables eruptivas, que periódicamente manifiestan llamaradas y explosiones acompañadas a veces de enormes pérdidas de masa. Se recogen en la clase de variables S Doradus o LBV (del acrónimo en inglés Luminous Blue Variable , luminoso azul variable). Cuando están inactivos, sufren pequeñas variaciones de brillo con períodos que pueden medirse en decenas de días. En los períodos entre explosiones, que pueden durar hasta cientos de años, las LBV parecen ser supergigantes o hipergigantes normales. Muchas de las estrellas conocidas intrínsecamente más brillantes son variables LBV [33] .

Otros tipos de supergigantes

La mayoría de las supergigantes son estrellas masivas que han alcanzado la etapa final de su evolución. Sin embargo, existen otros tipos de estrellas que se clasifican como supergigantes en función de la finura de sus líneas de espectro y su brillo, pero que no son estrellas masivas evolucionadas. Se enumerarán algunos de estos tipos.

  • Las estrellas de la rama asintótica de los gigantes (AGB) son estrellas de menos masa 8-10 M ⊙ han alcanzado una etapa muy avanzada de su evolución en la que fusionan helio en carbono en sus núcleos. Aumentan enormemente su radio (hasta 1 au ) y su brillo, se vuelven de color rojo y pierden masa a ritmos muy elevados, también debido a su inestabilidad que produce cambios radicales en la estructura interna de la estrella y fuertes pulsaciones térmicas. Dado su brillo, la rarefacción de sus atmósferas y su color, tienen espectros similares a los de las supergigantes rojas. Sin embargo, no están destinadas a convertirse en supernovas, sino a formar nebulosas planetarias y acabar con su existencia como enanas blancas . A pesar de las características de su espectro, los estudiosos prefieren mantenerlos separados de otras supergigantes debido a su pequeña masa y su diferente destino final [34] .
  • Algunas estrellas variables, como las variables RV Tauri y las variables PV Telescopii, a menudo se describen como supergigantes debido a su espectro y brillo [35] [36] . Las primeras son en realidad estrellas de baja masa en la etapa AGB o incluso post-AGB , y tienen atmósferas extremadamente enrarecidas que forman nubes de gas que rodean a la estrella [37] . Estas últimas son probablemente estrellas Be peculiares, muy bajas en hidrógeno. Quizás también sean objetos post-AGB [36] .
  • Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas altamente evolucionadas de gran masa, generalmente más calientes que las supergigantes azules, más pequeñas que ellas, pero con un brillo comparable, si no mayor, debido a sus muy altas temperaturas superficiales (25.000 - 150.000 K). Sus espectros están dominados por helio y metales . Se trata de estrellas en una etapa evolutiva más avanzada que la de las supergigantes, en las que se perdió la capa superficial de hidrógeno que envolvía a la estrella, descubriendo así el núcleo de helio. Así como las estrellas AGB se colocan en una región del diagrama HR cercana a la de las supergigantes rojas, las estrellas Wolf-Rayet se colocan en una región cercana a la de las supergigantes azules más calientes y las estrellas de secuencia principal O más calientes y brillantes [38] . Existe también una clase de estrellas denominadas " estrellas de barra " y designadas con el símbolo Of / WNL que presenta espectros con características de tipo O, pero con secuencias similares a las de Wolf-Rayet de tipo WNL. Se trata de supergigantes de tipo O que están perdiendo su capa exterior de hidrógeno debido a vientos estelares muy intensos [39] . Por lo tanto, se encuentran en una etapa evolutiva intermedia entre la de la supergigante azul y la estrella de Wolf Rayet [38] . Por otro lado, las estrellas tipo O de secuencia principal son casi indistinguibles de las supergigantes azules en las que evolucionan teniendo temperaturas y luminosidad similares y solo un análisis preciso de las características de su espectro permite distinguir las dos clases de estrellas.
Estrella Wolf-Rayet WR 124 .
  • Las estrellas Be son estrellas de clase espectral B rodeadas por discos circunestelares formados por materia gaseosa que se cree está formada por material expulsado de la estrella. La letra e significa "emisión" y deriva de las líneas de emisión de hidrógeno presentes en el espectro del mismo debido a la presencia del propio disco [40] . Algunas estrellas Be tienen temperaturas y luminosidades equivalentes a las de las supergigantes; otras estrellas Be son claramente diferentes. Algunos estudiosos prefieren mantener las estrellas Be separadas de las supergigantes, dadas sus características peculiares [41] , mientras que otros clasifican las estrellas Be más brillantes y masivas entre las supergigantes. La segunda opción se ha vuelto más común desde que se entendió que el fenómeno Be se origina en estrellas muy diferentes gracias a diferentes mecanismos; en algunos casos, estas estrellas se encuentran claramente en la fase supergigante [42] .
  • Las variables R Coronae Borealis generalmente se clasifican como supergigantes amarillas. Se manifiestan a intervalos impredecibles, disminuciones muy marcadas del brillo (hasta 9 magnitudes) debido a la formación de nubes de carbono circunestelar que oscurecen la estrella [43] . En realidad son estrellas de masa media ( 0.8-0.9 M ⊙ ), resultado de la fusión de dos enanas blancas, que consisten principalmente en helio y carbono [44] . Por tanto, son objetos exóticos muy diferentes de otras supergigantes.

Ejemplos conocidos

Las estrellas de clase espectral O son muy raras y también tienen una vida útil relativamente corta. En consecuencia, las supergigantes que descienden de este tipo de estrellas son una fracción muy pequeña de las estrellas existentes. Sin embargo, como las estrellas supergigantes son extremadamente brillantes, son visibles desde la Tierra a simple vista incluso a cientos o miles de años luz . Hay muchos ejemplos de supergigantes visibles a simple vista, incluidas algunas de las estrellas más brillantes del cielo .

El cinturón de Orión . Desde la izquierda, las supergigantes Alnitak y Alnilam , a la derecha, el gigante brillante Mintaka .

Canopus , la segunda estrella más brillante del cielo nocturno después de Sirio , es una supergigante amarilla de clase espectral F0Ib, aproximadamente 300 al del sistema solar [45] . Rigel , la estrella más brillante de la constelación de Orión y la séptima estrella más brillante del cielo nocturno, es una supergigante azul de clase espectral B8Iab, aproximadamente 850 al [46] , mientras que Betelgeuse y Antares , respectivamente la décima y decimosexta estrella más brillante del cielo, son dos típicas supergigantes rojas de clase espectral M que presentan fenómenos de variabilidad irregular o semi-regular. Tienen un radio de enormes dimensiones (850-1000 R ☉ ), lo que las convierte en una de las estrellas más grandes conocidas [47] [48] . Deneb , la decimonovena estrella más brillante del cielo, es la estrella de primera magnitud más lejana del Sol ( 1 400 –3 200 y al ). Es una supergigante blanca de clase espectral A2Iae, prototipo de las variables Alfa Cygni [49] .

Otras supergigantes notables visibles a simple vista son Alnilam y Alnitak , dos supergigantes azules, que junto con Mintaka forman el famoso asterismo del Cinturón de Orión [50] ; μ Cephei , una de las estrellas más grandes conocidas (1400 R ☉ ), cercana al límite de tamaño máximo que puede alcanzar una estrella [51] ; ρ Cassiopeiae , quizás la estrella más distante visible a simple vista ( 8 000 –10 000 al ) [52] y δ Cephei , el famoso prototipo de las variables Cefeidas [53] [54] .

Nota

  1. ^ a b Marcia Rieke, espectroscopia estelar y diagrama de HR , sobre fundamentos de astronomía , Universidad de Arizona. Consultado el 22 de octubre de 2014 .
  2. ^ Michael Seeds y Dana Backman, Perspectiva en astronomía , Belmont (CA), Thomson Higher Education, 2007, p. 112, ISBN 978-0-495-39273-6 .
  3. ^ RM Humphreys, K. Davidson, Estudios de estrellas luminosas en galaxias cercanas. III - Comentarios sobre la evolución de las estrellas más masivas de la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes , en Astrophysical Journal , vol. 232, 1979, págs. 409-420, DOI : 10.1086 / 157301 . Consultado el 28 de octubre de 2014 .
  4. ^ El diagrama de Hertzsprung-Russell , en atnf.csiro.au , instalación nacional del telescopio de Australia. Consultado el 25 de octubre de 2014 .
  5. ^ a b Ley de Stefan-Boltzmann , sobre hiperfísica . Consultado el 25 de octubre de 2014 .
  6. ^ a b Supergigante , en ScienceDaily . Obtenido el 16 de julio de 2014 (archivado desde el original el 6 de julio de 2014) .
  7. ^ Fraser Cain, Red Supergiant Stars , en Universe Today , 5 de febrero de 2009. Obtenido el 16 de julio de 2014 .
  8. ↑ a b Hannah Wakeford, Biggest, brightest, and the most densa , on Stellar Planet , 23 de enero de 2013. Consultado el 28 de octubre de 2014 .
  9. ^ A. Maeder y col. , Evolución de las abundancias superficiales de CNO en estrellas masivas , en Astronomía y Astrofísica , vol. 565, 2014, págs. A39, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220602 . Consultado el 28 de octubre de 2014 .
  10. ^ David Darling, perfil de P Cygni , en Enciclopedia de la ciencia . Consultado el 28 de octubre de 2014 .
  11. ^ Michael Richmond, Clase de luminosidad y diagrama HR , en spiff.rit.edu . Consultado el 29 de octubre de 2014 .
  12. ↑ C. de Jager, Las hipergigantes amarillas , en The Astronomy and Astrophysics Review , vol. 8, no. 3, 1998, págs. 145-180, DOI : 10.1007 / s001590050009 . Consultado el 29 de octubre de 2014 .
  13. ^ Bruce MacEvoy, Clasificación espectral de estrellas , en handprint.com , Black Oak Observatory. Consultado el 29 de octubre de 2014 .
  14. ^ Michael Richmond, Evolución estelar en la secuencia principal , en spiff.rit.edu . Consultado el 25 de julio de 2014 .
  15. ^ Componentes de la galaxia , estrellas, galaxias y cosmología . Consultado el 30 de octubre de 2014 .
  16. ^ Galaxias elípticas , en el Sloan Digital Sky Survey . Consultado el 30 de octubre de 2014 .
  17. ^ HE Smith, Evolución de estrellas de gran masa ( PDF ), en cass www.ucsd.edu , Universidad de California, San Diego. Consultado el 29 de octubre de 2014 .
  18. ^ a b Onno Pols, Evolución de estrellas masivas antes de la supernova ( PDF ), sobre estructura y evolución estelar , Radboud Universiteit Nijmegen. Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  19. ^ Georges Meynet y col. , Supergigantes Rojas, Variables Azules Luminosas y Estrellas Wolf-Rayet: la perspectiva de una sola estrella masiva , su arXiv.org , Universidad de Cornell. Consultado el 9 de noviembre de 2014 .
  20. ^ a b Primeras estrellas (y otros comienzos) , en SolStation , Sol Company. Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  21. ^ RB Larson, V. Broom, Las primeras estrellas del universo ( PDF ), en Scientific American , vol. 285, n. 6, 2001, págs. 64-71. Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  22. ^ V. Bromm, PS Coppi, RB Larson, La formación de las primeras estrellas. I. La Nube Primordial de Formación de Estrellas , en The Astrophysical Journal , vol. 564, n. 1, 2002, págs. 23-51, DOI : 10.1086 / 323947 . Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  23. ^ CL Fryer, SE Woosley y A. Heger, Supernovas de inestabilidad de pares, ondas de gravedad y transitorios de rayos gamma , en The Astrophysical Journal , vol. 550, n. 1, 2001, págs. 372-382, DOI : 10.1086 / 319719 . Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  24. ^ A. Heger y col. , Cómo las estrellas individuales masivas terminan su vida , en The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, pág. 288, DOI : 10.1086 / 375341 . Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  25. ^ Estrellas supergigantes , en cronodon.com , Cronodon. Consultado el 30 de octubre de 2014 .
  26. ^ J. Groh y col. , Propiedades fundamentales de las supernovas de colapso del núcleo y los progenitores GRB: predicción del aspecto de las estrellas masivas antes de la muerte , en Astronomy & Astrophysics , vol. 558, 2013, págs. A131, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . Consultado el 4 de julio de 2014 .
  27. ^ S. van Dyk, W. Li, AV Filippenko, Búsqueda de imágenes del telescopio espacial Hubble para progenitores de supernovas de colapso del núcleo , estrellas de neutrones jóvenes y sus entornos, Simposio IAU núm. 218, Sindney, 14-17 de julio de 2003 , S. Francisco, Sociedad Astronómica del Pacífico, 2004, págs. 29-32. Consultado el 30 de julio de 2014 .
  28. ^ AW Rodgers, Variación del radio y tipo de población de variables cefeidas , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 117, 1957, págs. 85-94. Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  29. ↑ Stanimir Metchev, The Cefeid Period-Luminosity Relation , en astro.sunysb.edu , Stony Brook University. Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  30. ^ Tipos de variabilidad de GCVS ( TXT ), en el catálogo general de estrellas variables , Fundación rusa para la investigación básica, Instituto astronómico Sternberg. Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  31. ^ Fred Schaaf, Las estrellas más brillantes: Descubriendo el universo a través de las estrellas más brillantes del cielo , Hoboken, Nueva Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 177 , ISBN 978-0-471-70410-2 .
  32. ^ Tipo de variabilidad ACYG , en cdsarc.u-strasbg.fr . Consultado el 4 de noviembre de 2014 .
  33. ^ JA Guzik, CC Lovekin, Pulsaciones e hidrodinámica de estrellas variables azules luminosas , en Astronomical Review , vol. 7, no. 3, 2012, págs. 13-47. Consultado el 5 de noviembre de 2014 .
  34. ^ Norbert Langer, Evolución tardía de estrellas de masa baja e intermedia ( PDF ), en astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Obtenido el 6 de noviembre de 2014 (archivado desde el original el 13 de octubre de 2014) .
  35. ^ Matthew Templeton, RV Tauri - El extraño prototipo de una clase extraña ( PDF ), en aavso.org , AAVSO. Consultado el 7 de noviembre de 2014 .
  36. ^ a b C. Simon Jeffery, Designaciones de estrellas variables para estrellas de helio extremas , en Boletín informativo sobre estrellas variables , vol. 5817, 2008, págs. 1-7. Consultado el 7 de noviembre de 2014 .
  37. ^ Gary Good, Observing Variable Stars , Londres, Springer, 2003, págs. 88-90, ISBN 978-1-85233-498-7 . Consultado el 7 de noviembre de 2014 .
  38. ^ a b John Hillier, Wolf-Rayet Stars ( PDF ), en kookaburra.phyast.pitt.edu , Universidad de Pittsburgh. Consultado el 7 de noviembre de 2014 .
  39. ^ NR Walborn, Sistemática de longitud de onda múltiple de espectros OB , en Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , vol. 33, 2008, págs. 5-14. Consultado el 18 de octubre de 2014 .
  40. ^ Thomas J. Rivinius, Discos gaseosos de estrellas clásicas de Be alrededor de las estrellas que giran más rápidamente ( PDF ), en ESO . Consultado el 11 de noviembre de 2014 .
  41. ^ Christian Buil, The spectroscopic Be stars Atlas , astrosurf.com , 30 de noviembre de 2008. Consultado el 11 de noviembre de 2014 .
  42. ^ H. Lamers y col. , Una clasificación mejorada de estrellas de tipo B [e] , en Astronomy and Astrophysics , vol. 340, 1998, págs. 117-128. Consultado el 9 de noviembre de 2014 .
  43. ^ L- Skuljan, PL Cottrell, R Coronae Borealis stars , en Publicaciones del Observatorio Astronómico de Belgrado , vol. 75, 2003, págs. 45-52. Consultado el 11 de noviembre de 2014 .
  44. ^ Personal de JE y col. , ¿Se forman R Coronae Borealis Stars a partir de Double White Dwarf Mergers? , en The Astrophysical Journal , vol. 757, n. 1, 2012, págs. identificación. 76, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/76 . Consultado el 11 de noviembre de 2014 .
  45. ^ A. Domiciano de Souza y col. , Diámetro y estructuras fotosféricas de Canopus a partir de interferometría AMBER / VLTI , en Astronomía y Astrofísica , vol. 489, n. 2, 2008, págs. L5-L8, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810450 . Consultado el 11 de noviembre de 2014 .
  46. ^ Bet Ori , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'11 novembre 2014 .
  47. ^ Jim Kaler, Antares , su Stars , University of Illinois. URL consultato l'11 novembre 2014 .
  48. ^ Jim Kaler, Betelgeuse , su Stars , University of Illinois. URL consultato l'11 novembre 2014 .
  49. ^ Larry Sessions, Deneb is a distant and very luminous star , su EarthSky . URL consultato l'11 novembre 2014 .
  50. ^ Alnitak, Alnilam, Mintaka , su APOD , NASA. URL consultato il 12 novembre 2014 .
  51. ^ EM Levesque et al. , The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought , in The Astrophysical Journal , vol. 628, n. 2, 2005, pp. 973-985, DOI : 10.1086/430901 . URL consultato il 12 novembre 2014 .
  52. ^ How Far Away Are the Stars? , su peterlinde.net . URL consultato il 12 novembre 2014 .
  53. ^ Del Cep , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 12 novembre 2014 .
  54. ^ Kerri Malatesta, Delta Cephei , su aavso.org , AAVSO, 26 febbraio 2013. URL consultato il 12 novembre 2014 .

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