Supergigante azul

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda


Una supergigante azul es una estrella supergigante ( clase de brillo I) de tipo espectral O o B.

Comparación entre las dimensiones de, de izquierda a derecha: una enana roja , el Sol , una estrella de clase B y R136a1 . R136a1 no es la estrella más grande conocida en términos de volumen ; de hecho, la primacía depende de UY Scuti .

Muy brillantes y muy calientes (su temperatura superficial está entre 20 000 - 50 000 K ), normalmente tienen una masa entre 10 y 50 masas solares , un radio superior a 25 rayos solares y están dispuestos en la esquina superior izquierda del diagrama de Hertzsprung. Russell . Estas estrellas extremadamente raras y enigmáticas son las más calientes y brillantes del Universo conocido, pero su rareza es efectivamente contrarrestada por el gran brillo, tanto que la mayoría de las estrellas azules visibles en el cielo nocturno son supergigantes azules.

Debido a su gran masa, tienen una vida útil relativamente corta y se observan principalmente en estructuras cósmicas jóvenes, como cúmulos abiertos , galaxias espirales y galaxias irregulares ; se observan más raramente en los núcleos de las galaxias espirales, en las galaxias elípticas y en los cúmulos globulares , compuestos esencialmente por estrellas viejas.

Una famosa supergigante azul es Rigel (β Orionis), la estrella más brillante de la constelación de Orión , que tiene una masa aproximadamente 20 veces mayor que la del Sol y una luminosidad de 60.000 luminosidades solares .

Comparación entre las dimensiones del Sol y la supergigante azul Rigel (β Orionis)

La etapa de supergigante azul representa una fase evolutiva durante la cual la fusión nuclear ocurre más lentamente y es el preludio de la muerte de la estrella. Debido a esta desaceleración, la estrella se contrae y, dado que se emite una gran cantidad de energía desde una superficie fotosférica más pequeña, la temperatura de la superficie aumenta considerablemente. Una supergigante roja puede, en cualquier momento, siempre que ralentice las reacciones nucleares, transformarse en una supergigante azul; el fenómeno opuesto ocurre cuando la estrella implosiona en un púlsar .

Mientras que el viento de una supergigante roja es lento y denso , el viento de una supergigante azul es extremadamente rápido, pero menos denso. Cuando una supergigante roja se contrae en una supergigante azul, el viento aumenta de velocidad y produce ondas de choque al impactar el viento más lento emitido previamente por la estrella; de esta manera, se forman tenues capas de materia alrededor de la estrella. Casi todas las supergigantes azules observadas muestran capas de materia similares, lo que lleva a la hipótesis de que alguna vez fueron supergigantes rojas.

Con el tiempo, la estrella puede pasar varias veces a través de las etapas de supergigante roja y supergigante azul y dejar capas de materia concéntricas débiles a su alrededor en cada paso. Durante la transición, la estrella pasa por los tipos espectrales intermedios, volviéndose también amarilla o blanca , como la estrella polar actualmente. Generalmente la estrella está destinada a explotar como una supernova , pero un número muy pequeño de estrellas, con una masa entre 8 y 12 masas solares, al final de su existencia se convierten en raras enanas blancas de oxígeno - neón . Sin embargo, todavía no está claro por qué estrellas tan masivas degeneran en este tipo raro de enana blanca en lugar de explotar en supernovas; algunos astrónomos plantean la hipótesis de que esta transformación se produce porque, durante la fase supergigante, la estrella sufre una pérdida significativa de masa, lo que lleva a la estrella por debajo del límite ( límite de Chandrasekhar ) que la haría explotar en una supernova. Sin embargo, tanto las supergigantes azules como las rojas pueden explotar como supernovas, ya que este proceso no está relacionado con el estado de desarrollo de la estrella.

Dado que las estrellas pasan más tiempo en la fase de supergigante roja, la mayoría de las estrellas progenitoras de las supernovas observadas son supergigantes rojas. Hasta 1987 se creía que las supernovas derivaban exclusivamente de las supergigantes rojas, pero el brote en la Gran Nube de Magallanes de la Supernova 1987a derribó esta creencia: de hecho, las imágenes de la región, tomadas antes de que la estrella explotara, mostraban que la estrella progenitora era una supergigante azul de clase espectral B3, Sanduleak -69 ° 202a .

La siguiente tabla muestra algunas de las supergigantes azules más conocidas.

Nombre de pila Constelación Clase espectral Brillo (solar) Temperatura ( K ) Distancia ( años luz )
Rigel β Orionis B8 Ia 66.000 11.000 910
Alnitak ζ Orionis O9.5 Ib 100.000 31.000 800
Alnilam ε Orionis B0 Iab 375.000 28.500 1300
Naos ζ Puppis O5 Ia 550 000 42,700 1100
Saiph κ Orionis B0.5 Ia 57.000 26.000 720
Aludra η Canis Majoris B5 Ia 66.000 13.500 2000
Menkib ζ Persei B1 Ib 105.000 23.000 982

Bibliografía

  • AA.VV, El Universo - Gran enciclopedia de astronomía , Novara, De Agostini, 2002.

Artículos relacionados