Supergigante roja

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El diagrama de Hertzsprung-Russell . Los supergigantes rojos ocupan la parte superior derecha del diagrama.

Las supergigantes rojas son estrellas que, en la clasificación de Yerkes , tienen clase de luminosidad I y clase espectral K o M [1] . Suelen ser estrellas masivas que han abandonado la secuencia principal y explotarán en supernovas en tiempos astronómicamente cortos. Las supergigantes rojas son las estrellas más grandes conocidas en términos de volumen , aunque no son las de mayor masa o luminosidad . Dos de las estrellas más brillantes del cielo son supergigantes rojas: Betelgeuse y Antares .

Clasificación

Las estrellas que pertenecen a la clase supergigante exhiben líneas espectrales mucho más finas que las estrellas que pertenecen a la secuencia principal . Las líneas finas suelen aparecer cuando la atmósfera de una estrella es muy fina [2] . Por otro lado, una atmósfera enrarecida indica que la estrella se ha expandido, aumentando su volumen y, en consecuencia, también su superficie radiante, provocando que el brillo de la estrella aumente [3] . El adelgazamiento de las líneas espectrales es más pronunciado en las estrellas supergigantes que en las gigantes, lo que indica una enorme superficie radiante y, por tanto, una luminosidad muy alta. Por tanto, las estrellas supergigantes suelen ocupar la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell , la que está reservada para las estrellas más brillantes con magnitud absoluta entre −5 y −12 [4] . Sin embargo, existen otros tipos de supergigantes, en las que el adelgazamiento de las líneas espectrales se debe a otros fenómenos, como las estrellas Be .

La clase de supergigantes se divide en dos subclases, la de las supergigantes menos brillantes, indicada con Ib, y la de las supergigantes brillantes, indicada con Ia. La indicación Iab para referirse a una clase intermedia entre las dos es bastante común. Las estrellas excepcionalmente brillantes, que tienen densidades superficiales extremadamente bajas, con signos de grandes pérdidas de masa, a veces se designan con la clase de brillo 0 (cero), aunque esto es bastante raro [5] . Más frecuentes son las designaciones Ia-0 o Ia + [6] . Estas supergigantes excepcionalmente brillantes a veces se denominan hipergigantes [7], pero el uso de este término para supergigantes rojas es bastante raro, aunque a veces aparece en las designaciones de las supergigantes rojas más grandes e inestables [8] [9] .

Las supergigantes rojas se distinguen de otras supergigantes por ser las menos calientes. Tienen clase espectral M. Incluso las supergigantes de clase K menos calientes a veces se clasifican como rojas, aunque no hay una línea límite definida. Las supergigantes de la clase K son relativamente raras para las de la clase M dada que representan una etapa evolutiva de transición a la clase M. Las supergigantes de la clase K más calientes a veces se definen como supergigantes naranjas (por ejemplo, Zeta Cephei ) o incluso amarillas (por ejemplo, las amarillas). hipergigante HR 5171 A) [10] .

Evolución

Rastros evolutivos en el diagrama HR de estrellas con masa inicial de 0,4 2 15 e 60 M

Las supergigantes rojas evolucionan a partir de estrellas que tienen una masa inicial entre ≈ 10 M y ≈ 40 M [11] [12] . Durante su fase de residencia en la secuencia principal estas estrellas aparecen como muy calientes y brillantes, debido a la rápida fusión del hidrógeno a través del ciclo CNO en sus núcleos convectivos , y pertenecen a las primeras subclases de la clase B oa las últimas subclases de la clase. O. Tienen temperaturas superficiales entre 25 000 K e 32 000 K y brillo comprendido entre 10 000 y 100 000 L . Al contrario de lo que ocurre en el Sol , las capas superficiales de estas estrellas no son convectivas [13] . Al quemar su combustible nuclear muy rápidamente, estas estrellas se quedan sin hidrógeno en sus núcleos en solo 5-20 millones de años, un tiempo mucho más corto que el de una estrella como el Sol, que tarda varios miles de millones de años en lograr el mismo camino evolutivo. .

Al final de su permanencia en la secuencia principal, estas estrellas tienen un núcleo de helio muy masivo, que, al no ser soportado por las reacciones de fusión nuclear del hidrógeno, se contrae y aumenta su temperatura. La fusión de hidrógeno continúa en cambio en una capa que rodea este núcleo [13] . La contracción del núcleo y el aumento de su temperatura provocan la expansión de la envoltura de hidrógeno que rodea la zona central, donde tienen lugar las reacciones nucleares [14] . Este proceso es muy similar a lo que ocurre en las estrellas menos masivas, pertenecientes a la rama de las gigantes rojas . En el caso de las supergigantes, sin embargo, debido a su mayor masa, la expansión expande el volumen de la estrella a enormes dimensiones. El radio de una supergigante roja puede superar con creces los 1000 R y acercarse a los 2000 R . Esto convierte a las supergigantes rojas en las estrellas más grandes conocidas.

A medida que la estrella se expande, la temperatura de su superficie disminuye y pasa de la clase O a la clase M en un tiempo astronómicamente corto. Dado que el tiempo que pasa en la etapa de supergigante amarilla es mucho más corto que el que pasará la estrella en la etapa de supergigante roja, se detecta un número mucho mayor de supergigantes rojas que en las supergigantes amarillas. En este pasaje, la estrella aumenta su brillo aproximadamente tres veces. Este aumento es mucho menos dramático que el que ocurre en las estrellas de masa media y pequeña cuando entran en la etapa de gigante roja . En consecuencia, mientras que las estrellas con masa similar a la del Sol siguen una traza en el diagrama HR que las conduce hacia arriba y hacia la derecha en el propio diagrama, las supergigantes rojas son el resultado de una evolución que deja una traza casi horizontal en el diagrama, de arriba a la izquierda a arriba a la derecha.

La envoltura de hidrógeno que rodea el núcleo de las supergigantes está, después de la expansión, extremadamente enrarecida. En él se desarrollan enormes zonas de convección que penetran profundamente en el interior de la estrella y que sacan a la superficie los productos de las reacciones nucleares, en particular el nitrógeno [15] .

Algunas supergigantes rojas se someten a anillos azules (en inglés: bucles azules ) en los que su temperatura superficial puede subir hasta los 10.000 K, antes de volver a descender. El nombre de este fenómeno deriva del hecho de que las supergigantes rojas durante los anillos azules se mueven hacia la parte azul del diagrama HR de forma casi horizontal y luego regresan a la posición inicial. Si bien muchas supergigantes rojas no experimentan ningún anillo azul, algunas pueden describir más de uno. La aparición de anillos azules parece depender de una variedad de parámetros como la masa, la velocidad de rotación, la tasa de pérdida de masa causada por el viento estelar y la composición química de la estrella [16] . Los mecanismos de activación de los anillos azules aún no se comprenden completamente. Una hipótesis es que se deben a cambios en la opacidad en las capas intermedias de la estrella, que impactan la cantidad de energía que transporta desde el núcleo a las capas superficiales. Este cambio de energía, a su vez, hace que la estrella se expanda o contraiga [17] .

Una supergigante roja termina su existencia en una supernova de tipo II (abajo a la izquierda) en uno de los brazos de M74 [18]

La fase de la supergigante roja dura entre 1 y 2 millones de años. Cuando las condiciones de presión y temperatura del núcleo lo permiten, las estrellas supergigantes rojas desencadenan la fusión del helio . Posteriormente, cuando la temperatura alcanza el valor de 6 × 10 6 K y la densidad el valor de 2 × 10 6 kg / m³ [19] , se desencadena la fusión del carbono . En este punto, la evolución de la estrella sufre una aceleración considerable y en unos pocos miles de años se crean elementos cada vez más pesados ​​hasta el hierro . En unos días, el núcleo de hierro que construyó la estrella colapsa y se produce una supernova . El tipo de supernova producida depende de la masa inicial de la estrella y de otros factores como la metalicidad . En general, las estrellas más masivas y las más ricas en metales pierden mayores cantidades de masa durante la fase supergigante roja debido al viento estelar [20] . En la metalicidad solar, las estrellas con masa inferior a 15 M sufren una pérdida de masa moderada durante la fase supergigante roja y retienen gran parte de su envoltura de hidrógeno. Luego explotan en supernovas de tipo II-P [13] [15] . Estrellas con masas entre 15 M e 25 M experimentan pérdidas de masa más significativas durante su fase de residencia entre las supergigantes rojas, pero no como para eliminar por completo su capa de hidrógeno superficial. Explotan en supernovas de tipo II-L y IIb , en las que inicialmente están presentes líneas de hidrógeno, pero desaparecen al cabo de poco tiempo [21] . Estrellas con masa entre 25 M e 40 M sufren pérdidas de masa masivas durante su fase supergigante roja, lo que elimina por completo la envoltura de hidrógeno, convirtiéndolas en estrellas Wolf-Rayet . Explotan en supernovas de tipo Ib , en las que no hay líneas de hidrógeno [16] .

Las predicciones de los modelos teóricos parecen confirmarse mediante observaciones. Los progenitores de las supernovas de tipo II-P tienen temperaturas entre 3500 K y 4400 K y luminosidades entre 20.000 L y 200.000 L , que son parámetros que se espera que se observen en supergigantes rojas menos masivas. Se ha observado un pequeño número de progenitores de supernovas de tipo II-L y IIb; sin embargo, parecen tener una luminosidad que ronda los 100.000 L y temperaturas que pueden llegar a los 6000 K. Hay una buena correspondencia entre estos parámetros y los de las supergigantes rojas de masa intermedia, que han sufrido pérdidas de masa moderadas. Las supergigantes rojas más masivas no parecen ser las progenitoras de las supernovas, lo que confirma que evolucionan a estrellas Wolf-Rayet antes de explotar.

Problemas de definición

Como se mencionó, las supergigantes se identifican por la configuración de las líneas espectrales, lo que indica una gravedad muy baja en la atmósfera estelar. Sin embargo, esta definición agrupa estrellas con diferentes propiedades en una sola categoría. Por lo tanto, a menudo se prefiere optar por una definición evolutiva y definir supergigantes como aquellas estrellas que durante su evolución derriten elementos cada vez más pesados ​​hasta formar hierro y explotan en supernovas tras el colapso de su núcleo [22] .

Antares , una de las supergigantes rojas más brillantes del cielo.

Si adoptamos esta definición evolutiva de supergigante y si definimos supergigantes rojas como aquellas supergigantes que, al expandirse, pasan de la clase espectral O o B a la clase K o M, entonces las estrellas con una masa inicial entre ≈ se pueden definir como supergigantes rojas. M y ≈40 M en avanzado estado de evolución. El límite inferior de este intervalo lo constituyen las estrellas que nunca desarrollan las condiciones internas suficientes para crear un núcleo de hierro : las estrellas con una masa inferior a ≈8 M llegan a poseer un núcleo de carbono degenerado, que nunca alcanza las condiciones suficientes para ser fundido en elementos más pesados. Las estrellas con masas entre ≈8 M y ≈10 M en etapa evolutiva avanzada poseen un núcleo degenerado compuesto por neón , magnesio y oxígeno , que no alcanza las condiciones suficientes para fundirse en hierro. En cambio, las estrellas con masas superiores a ≈10 M desarrollan un núcleo de hierro al final de su evolución, que colapsa y hace que la estrella explote en una supernova [13] . Las estrellas con masas iniciales superiores a ≈40 M (en algunos modelos, ≈30 M [23] ) pierden grandes cantidades de masa debido a los intensos vientos estelares durante su estancia en la secuencia principal, que eliminan gran parte de la envoltura de hidrógeno que rodea el núcleo. Esto significa que nunca se convierten en supergigantes rojas, sino que evolucionan directamente a estrellas Wolf-Rayet , en las que se expone el núcleo de helio de la estrella. Por lo tanto, solo las estrellas con masa entre estos dos límites se convierten en supergigantes rojas.

Las estrellas con una masa inferior a ≈10 M en la fase final de su evolución, durante la cual fusionan el helio, ascienden por la rama asintótica de los gigantes (AGB). En esta etapa se vuelven muy brillantes y se expanden considerablemente, disminuyendo su temperatura. Especialmente los más masivos, pueden alcanzar dimensiones enormes, con radios incluso iguales a 1000 R [24] . Superficialmente, las estrellas AGB son prácticamente indistinguibles de las supergigantes rojas, presentando líneas espectrales muy similares [24] . Sin embargo, los investigadores a menudo prefieren no clasificar las estrellas AGB como supergigantes debido a su diferente camino evolutivo y su diferente destino final. La gran mayoría de estrellas AGB, de hecho, no explotan en supernovas, sino que terminan su existencia cuando, después de haber expulsado su envoltura de hidrógeno y haber producido así una nebulosa planetaria , se convierten en una enana blanca . Las estrellas AGB, además, tienen composiciones químicas ligeramente diferentes a las de las supergigantes y, siendo a menudo variables Mira , tienen variaciones de brillo más regulares [25] . Entre las estrellas AGB, las más similares a las supergigantes rojas son las estrellas super-AGB, que representan la etapa evolutiva final de las estrellas con una masa inicial entre ≈8 M y ≈10 M . Derriten carbono, desarrollan temperaturas centrales muy altas, se expanden significativamente durante la fase AGB y pueden explotar en supernovas. Sin embargo, el proceso que conduce a la explosión es diferente al que ocurre en las supergigantes. De hecho, las estrellas super-AGB nunca desarrollan un núcleo de hierro que colapsa. En cambio, pueden alcanzar condiciones de temperatura y densidad en su núcleo tales como desencadenar un proceso de captura de electrones , que disminuye la presión de los electrones degenerados que sostienen el núcleo, provocando su colapso [26] . Si no explotan de esta forma, las estrellas super-AGB dan lugar a enanas blancas de neón, magnesio y oxígeno . A pesar de las indudables similitudes entre las estrellas super-AGB y las supergigantes rojas, a menudo se prefiere distinguirlas debido a la falta de producción de hierro en las etapas evolutivas finales.

El siguiente espejo ilustra la evolución de estrellas con masa entre 2 y 60 M :

Diagrama de la evolución de estrellas con masas medianas y grandes (que tienen metalicidad solar)
Masa inicial (M ) Secuencia evolutiva Destino final
2-8 A o B → RG WD
8-10 B → RG II-P o WD
8-15 B → RSG II-P
15-25 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (lazo) II-L (o IIb)
25–40 O → RSG → WR Ib
40-60 O → LBV → WR Ib / c

Leyenda:

Propiedad

Las supergigantes rojas tienen temperaturas superficiales bajas, por debajo de 4100 K. [10] . Estas últimas provocan su color rojo o naranja, lo que las hace adscribirse a las clases espectrales K o M. Pero quizás la característica más distintiva de las supergigantes rojas es su tamaño, que puede variar desde varios cientos hasta más de mil veces el del Sol. [10] . Las supergigantes rojas más grandes conocidas tienen un radio de aproximadamente 1800 R [27] . Estas son las estrellas más grandes conocidas.

Aunque las supergigantes rojas son mucho más frías que el Sol y, por lo tanto, emiten menos energía por unidad de área, su tamaño masivo significa que son mucho más brillantes que nuestra estrella: normalmente tienen luminosidades entre unas pocas decenas y unos cientos de miles de L [10] . Existe un límite superior teórico para el brillo de las supergigantes rojas, que es de alrededor de un millón de L , más allá del cual la estrella excedería el límite de Eddington [28] . De hecho, las supergigantes rojas más brillantes observadas tienen un brillo de unas 200.000 veces el del Sol [29] . Estos son valores muy altos, pero sin embargo no son los más altos encontrados: algunas supergigantes azules y algunas estrellas LBV superan con creces a las supergigantes rojas en brillo. Como hemos visto, las supergigantes rojas, a pesar de ser estrellas muy masivas, no son las más masivas de todas porque las estrellas con una masa superior a 40 M nunca se convertirán en supergigantes rojas.

La baja gravedad de la superficie y el gran brillo de las supergigantes rojas provocan enormes pérdidas de masa, millones de veces mayores que las encontradas por el Sol (hasta 1 × 10 −4,8 M por año [13] ). Esto induce la formación de nebulosas alrededor de la estrella [30] . Al final de su existencia, las supergigantes rojas pierden una fracción sustancial de su masa. Esta fracción es más notoria en estrellas de mayor masa, tanto que pueden convertirse en supergigantes azules antes de explotar en supernovas. Las pérdidas de masa están condicionadas por la metalicidad y la velocidad de rotación de la estrella durante la fase de permanencia en la secuencia principal [13] .

Imagen que muestra el pulso de Betelgeuse y su perfil espectral cambiando.

La mayoría de las supergigantes rojas son estrellas variables , pero rara vez exhiben un período regular o amplitud de variación, al igual que las variables Mira, menos masivas. Por lo tanto, generalmente se clasifican como irregulares o semi- regulares variables. Por lo general, se recopilan en subclases específicas, como la subclase LC de variables irregulares y la subclase SRC de variables semirregulares. Las variaciones suelen tener períodos largos y son de amplitud modesta, aunque a veces se producen amplitudes de hasta cuatro magnitudes [31] .

Los análisis estadísticos nos permiten formular hipótesis sobre al menos algunas de las causas de estas variaciones. Algunas se deben a pulsaciones radiales de la estrella con períodos de unos pocos cientos de días, proporcionales al brillo de la estrella; otras variaciones probablemente deban su origen a pulsaciones no radiales que suelen tener un período de unos pocos miles de días [31] . Ambos tipos de variaciones suelen tener amplitudes de aproximadamente una magnitud. Otras variaciones, muy irregulares y de modesta amplitud, se deben a la granularidad de la fotosfera de la estrella, que en las supergigantes rojas se caracteriza por la presencia de un número relativamente pequeño de supercélulas convectivas, mucho más grandes que las solares, que provocan variaciones en el brillo de la estrella, estrella, mientras esta gira sobre su eje [32] . Finalmente, se piensa que la gran amplitud y variaciones extremadamente irregulares que caracterizan a un pequeño número de supergigantes rojas se deben a vientos estelares muy sostenidos, que aparecen hacia el final de la existencia de este tipo de estrellas [31] .

Los espectros de las supergigantes rojas son muy similares a los de otras estrellas de baja temperatura superficial y están dominados por las líneas de absorción de metales y moléculas. Algunas de estas líneas son útiles para determinar la clase de brillo, por ejemplo, las tres líneas de calcio ionizado presentes en la banda infrarroja , que son un buen indicador del brillo [33] [34] .

Las abundancias superficiales de las supergigantes rojas están dominadas por el hidrógeno, incluso cuando el hidrógeno del núcleo está completamente agotado. En la fase final de su existencia, antes de estallar en supernovas, el helio puede volverse tan abundante como el hidrógeno y, en el caso de pérdidas masivas de masa debido a los impetuosos vientos estelares, incluso más abundante. Las estrellas de la secuencia principal que evolucionan hacia supergigantes rojas tienen atmósferas donde el oxígeno es más abundante que el carbono y donde el nitrógeno es menos abundante que estos dos elementos. Estas abundancias reflejan las de la nebulosa de la que surgieron. Sin embargo, el ciclo CNO aumenta la abundancia de nitrógeno en relación con la abundancia de carbono y oxígeno dentro del núcleo estelar, y los dragados que experimenta la estrella traen los productos de la fusión nuclear a la superficie, produciendo cambios iguales en la abundancia de estos elementos [35]. .

Las condiciones particulares del material circunestelar de las supergigantes rojas, rico en moléculas y golpeado por la radiación inestable de la estrella, favorecen la formación de máseres . Los más comunes son los máseres de agua (H 2 O) y monóxido de silicio (SiO), pero también los que se derivan de las emisiones de hidroxilo (OH) en regiones pequeñas [36] . Los masers pueden usarse para construir mapas de alta resolución del material circunestelar de supergigantes rojas [37] y para medir su distancia con gran precisión [38] . En el futuro, estos máseres también podrían ser útiles para analizar grandes estructuras galácticas y para descubrir la presencia de supergigantes rojas invisibles porque están oscurecidas por el polvo [39] .

Las supergigantes rojas giran sobre sí mismas lenta o muy lentamente. Los modelos de evolución estelar indican que incluso las estrellas de secuencia principal que giran más rápido pierden gran parte de su velocidad de rotación cuando entran en la fase supergigante debido al aumento de volumen y pérdidas de masa. Sin embargo, sus núcleos continúan girando más rápido y la rotación diferencial entre el núcleo y la superficie puede ser muy marcada [16] .

Clusters

RSGC1 , uno de los grupos que contiene una gran cantidad de supergigantes rojas.

Las supergigantes rojas tienen como máximo 25 millones de años; dado que son estrellas masivas, probablemente se hayan formado en cúmulos abiertos relativamente grandes, de los que no tienen mucho tiempo para alejarse. Como resultado, se espera que se observen supergigantes rojas en o cerca de los cúmulos en los que se originaron. Sin embargo, las supergigantes rojas evolucionan a partir de estrellas masivas, que son raras y tienen una existencia más corta que las estrellas menos masivas; en consecuencia, generalmente hay pocas supergigantes rojas en cualquier grupo.

Por ejemplo, en el cúmulo doble de Perseo , un par de cúmulos abiertos que se encuentran en la constelación de Perseo , solo hay una supergigante roja, S Persei , mientras que el extenso y masivo Hodge 301 , que es parte de la Gran Nube de Magallanes . sólo tres [40] . Incluso las dos supergigantes rojas más famosas, Betelgeuse y Antares , son las únicas estrellas de este tipo presentes en las asociaciones a las que pertenecen, respectivamente la asociación Orion OB1 y la asociación Scorpius-Centaurus .

Hasta el siglo XXI, el número máximo de supergigantes rojas conocidas presentes en un solo cúmulo era cinco, en NGC 7419 [41] . A partir de 2006, se han identificado algunos grandes cúmulos cerca de la base del brazo Escudo-Cruz de nuestra galaxia, cada uno de los cuales contiene un buen número de supergigantes rojas. RSGC1 contiene al menos 12, RSGC2 (también conocido como Stephenson 2 ) contiene al menos 26, RSGC3 contiene al menos 8 y RSGC4 (también conocido como Alicante 8 ) contiene al menos 8. Se confirma la presencia de un total de 80 supergigantes rojas en esta región relativamente pequeña del cielo. Estos cuatro cúmulos parecen haberse formado debido a una intensa explosión estelar que data de hace unos 10-20 millones de años y ocurrió en la parte terminal de la barra central de la Vía Láctea , donde se origina el brazo Escudo-Cruz [42] . Se han descubierto cúmulos similares cerca de esta área de la galaxia, pero ninguno de ellos contiene una cantidad tan grande de supergigantes rojas [43] .

Ejemplos notables

La región de la constelación de Orión , donde se puede observar la supergigante roja Betelgeuse .

Las supergigantes rojas son estrellas relativamente raras, pero debido a su brillo son visibles incluso a grandes distancias. Algunos de ellos son visibles a simple vista:

Otras supergigantes rojas son conocidas por su enorme tamaño. Entre las estrellas más grandes conocidas, con un radio de más de 1000 R , podemos mencionar:

Nota

  1. ^ Henny JGLM Lamers y Joseph P. Cassinelli, Introducción a los vientos estelares , Cambridge, Cambridge University Press, 1999, p. 53, ISBN 978-0-521-59565-0 . Consultado el 12 de diciembre de 2018 .
  2. ^ Marcia Rieke, espectroscopia estelar y diagrama de HR , sobre fundamentos de astronomía , Universidad de Arizona. Consultado el 16 de diciembre de 2018 .
  3. ^ Michael Seeds y Dana Backman, Perspectiva en astronomía , Belmont (CA), Thomson Higher Education, 2007, p. 112, ISBN 978-0-495-39273-6 .
  4. ^ RM Humphreys y 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 16 de diciembre de 2018 .
  5. ^ JR Percy y E. Zsoldos, Fotometría de variables semirregulares amarillas - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae) , en Astronomy and Astrophysics , vol. 263, 1992, págs. 123-128, Bibcode : 1992A & A ... 263..123P . Consultado el 16 de diciembre de 2018 .
  6. ^ L. Achmad, HJGLM Lamers, H. Nieuwenhuijzen y AM Van Genderen, Un estudio fotométrico de la hipergigante G0-4 Ia (+) HD 96918 (V382 Carinae) , en Astronomy and Astrophysics , vol. 259, 1992, págs. 600-606, Bibcode : 1992A y A ... 259..600A . Consultado el 16 de diciembre de 2018 .
  7. ^ Cornelis De Jager, Las hipergigantes amarillas , en Astronomy and Astrophysics Review , vol. 8, no. 3, 1998, págs. 145-180, Bibcode : 1998A y ARv ... 8..145D , DOI : 10.1007 / s001590050009 . Consultado el 16 de diciembre de 2018 .
  8. ^ B. Zhang, MJ Reid, KM Menten y XW Zheng, Distancia y cinemática del hipergigante rojo VY CMa: Matriz de línea de base muy larga y Astrometría de matriz muy grande , en The Astrophysical Journal , vol. 744, 2012, 23, Bibcode : 2012ApJ ... 744 ... 23Z , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 744/1/23 . Consultado el 16 de diciembre de 2018 .
  9. ^ B. Zhang, MJ Reid, KM Menten, XW Zheng y A. Brunthaler, La distancia y el tamaño del NML Cygni hipergigante rojo de la astrometría VLBA y VLA , en Astronomy & Astrophysics , vol. 544, 2012, A42, Bibcode : 2012A y A ... 544A..42Z , DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219587 , arXiv : 1207.1850 . Consultado el 16 de diciembre de 2018 .
  10. ^ a b c d Emily Levesque y col. , La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: fría, pero no tan fría como pensábamos , en The Astrophysical Journal , vol. 628, n. 2, 2005, págs. 973–985, Bibcode : 2005ApJ ... 628..973L , DOI : 10.1086 / 430901 , arXiv : astro-ph / 0504337 .
  11. ^ Georges Meynet y col. , Supergigantes rojas, variables azules luminosas y estrellas Wolf-Rayet: la perspectiva de una estrella masiva única ( PDF ), en Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege , vol. 80, 2011, págs. 266-278, arXiv : 1101.5873 . Consultado el 20 de diciembre de 2018 .
  12. ^ Onno Pols, Evolución de estrellas masivas antes de la supernova ( PDF ), en astro.ru.nl , Universidad de Radboud. URL consultato il 20 dicembre 2018 .
  13. ^ a b c d e f S. Ekström et al. , Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M at solar metallicity (Z = 0.014) , in Astronomy & Astrophysics , vol. 537, 2012, pp. A146, Bibcode : 2012A&A...537A.146E , DOI : 10.1051/0004-6361/201117751 , arXiv : 1110.5049 . URL consultato il 21 dicembre 2018 .
  14. ^ C. Georgy, JJ Eldridge, JC Bray, LAS McClelland, L. Xiao, Evolution models of red supergiants , The Lives and Death-Throes of Massive Stars , Cambridge, Cambridge University Press, 28 luglio 2017, pp. 193-198, DOI : 10.1017/S1743921317003179 . URL consultato il 25 dicembre 2018 .
  15. ^ a b A. Heger, N. Langer e SE Woosley, Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure , in The Astrophysical Journal , vol. 528, 2000, pp. 368–396, Bibcode : 2000ApJ...528..368H , DOI : 10.1086/308158 , arXiv : astro-ph/9904132 . URL consultato il 28 dicembre 2018 .
  16. ^ a b c G. Meynet et al. , Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants , in Astronomy & Astrophysics , vol. 575, 2015, p. A60, Bibcode : 2015A&A...575A..60M , DOI : 10.1051/0004-6361/201424671 , arXiv : 1410.8721 .
  17. ^ C. Ritossa, Physics of the blue-to-red and red-to-blue transitions in the evolution of massive stars - I. From blue to red , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 281, n. 3, 1996, pp. 970-976, Bibcode : 1996MNRAS.281..970R , DOI : 10.1093/mnras/281.3.970 .
  18. ^ M. Fraser et al. , On the progenitor of the Type IIP SN 2013ej in M74 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters , vol. 439, 2013, pp. L56-L60, Bibcode : 2014MNRAS.439L..56F , DOI : 10.1093/mnrasl/slt179 , arXiv : 1309.4268 .
  19. ^ Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J., Stellar Evolution and Nucleosynthesis , Cambridge University Press, 2010, p. 135, ISBN 978-0-521-13320-3 . URL consultato il 29 novembre 2018 .
  20. ^ M. Pettini, Post-Main Sequence Evolution II: Massive Stars ( PDF ), su Institute of Astronomy, University of Cambridge . URL consultato il 20 dicembre 2018 .
  21. ^ SE Woosley, A. Heger e TA Weaver, The evolution and explosion of massive stars , in Reviews of Modern Physics , vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015–1071, Bibcode : 2002RvMP...74.1015W , DOI : 10.1103/RevModPhys.74.1015 .
  22. ^ J. Th. Van Loon, M.-RL Cioni, AA Zijlstra e C. Loup, An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 438, 2005, pp. 273–289, Bibcode : 2005A&A...438..273V , DOI : 10.1051/0004-6361:20042555 , arXiv : astro-ph/0504379 .
  23. ^ Ben Davies et al. , The Temperatures of Red Supegiants , in The Astrophysical Journal , vol. 767, n. 1, 2013, DOI :10.1088/0004-637X/767/1/3 . URL consultato il 18 novembre 2019 .
  24. ^ a b ( EN ) C. Doherty et al. , Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors , in Publications of the Astronomical Society of Australia , vol. 34, 2017, pp. id.e056, Bibcode : 2017PASA...34...56D , DOI : 10.1017/pasa.2017.52 . URL consultato il 28 novembre 2018 .
  25. ^ MAT Groenewegen, GC Sloan, I. Soszyński e EA Petersen, Luminosities and mass-loss rates of SMC and LMC AGB stars and red supergiants , in Astronomy and Astrophysics , vol. 506, n. 3, 2009, pp. 1277–1296, Bibcode : 2009A&A...506.1277G , DOI : 10.1051/0004-6361/200912678 , arXiv : 0908.3087 .
  26. ^ AJT Poelarends, F. Herwig, N. Langer e A. Heger, The Supernova Channel of Super‐AGB Stars , in The Astrophysical Journal , vol. 675, 2008, pp. 614–625, Bibcode : 2008ApJ...675..614P , DOI : 10.1086/520872 , arXiv : 0705.4643 .
  27. ^ Fraser Cain, Red Supergiant Star , su Universe Today . URL consultato il 10 gennaio 2018 .
  28. ^ Philip Massey e KAG Olsen, he Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds , in The Astronomical Journal , vol. 126, n. 6, 2003, pp. 2867-2886, Bibcode : 2003AJ....126.2867M , DOI : 10.1086/379558 , arXiv : 0309272 .
  29. ^ Philip Massey et al. , Red Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31) , in The Astrophysical Journal , vol. 703, 2009, pp. 420–440, Bibcode : 2009ApJ...703..420M , DOI : 10.1088/0004-637X/703/1/420 , arXiv : 0907.3767 .
  30. ^ Nathan Smith et al. , The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris , in The Astronomical Journal , vol. 121, n. 2, 2001, pp. 1111-1125, Bibcode : 2001AJ....121.1111S , DOI : 10.1086/318748 .
  31. ^ a b c LL Kiss, GM Szabo e TR Bedding, Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 372, n. 4, 2006, pp. 1721–1734, Bibcode : 2006MNRAS.372.1721K , DOI : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x , arXiv : astro-ph/0608438 . URL consultato l'8 novembre 2019 .
  32. ^ Martin Schwarzschild, On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants , in Astrophysical Journal , vol. 195, 1975, pp. 137–144, Bibcode : 1975ApJ...195..137S , DOI : 10.1086/153313 . URL consultato il 9 novembre 2019 .
  33. ^ YD Mayya, Use of Red Supergiant Spectral Features as Age Indicators in Starburst Regions , in The Astrophysical Journal , n. 482, 1997, pp. L149–L153. URL consultato il 13 novembre 2019 .
  34. ^ R. Dorda et al. , Red supergiant identification and classification ( PDF ), VIII Meeting of the Spanish Astronomical Society , SEA, pp. 465-470. URL consultato il 13 novembre 2019 .
  35. ^ C. Georgy, Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants? , in Astronomy & Astrophysics , vol. 538, 2012, p. L8, Bibcode : 2012A&A...538L...8G , DOI : 10.1051/0004-6361/201118372 , arXiv : 1111.7003 . URL consultato il 13 novembre 2019 .
  36. ^ Thomas Fok et al. , Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters , in The Astrophysical Journal , vol. 760, 2012, p. 65, Bibcode : 2012ApJ...760...65F , DOI : 10.1088/0004-637X/760/1/65 , arXiv : 1209.6427 . URL consultato il 23 novembre 2019 .
  37. ^ AMS Richards, JA Yates e RJ Cohen, Maser mapping of small-scale structure in the circumstellar envelope of S Persei , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 306, n. 4, 1999, pp. 954–974, Bibcode : 1999MNRAS.306..954R , DOI : 10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x . URL consultato il 23 novembre 2019 .
  38. ^ K. Kusuno et al. , Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, Pz Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry , in The Astrophysical Journal , vol. 774, n. 2, 2013, p. 107, Bibcode : 2013ApJ...774..107K , DOI : 10.1088/0004-637X/774/2/107 , arXiv : 1308.3580 . URL consultato il 23 novembre 2019 .
  39. ^ L. Verheyen, M. Messineo e KM Menten, SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters , in Astronomy & Astrophysics , vol. 541, 2012, p. A36, Bibcode : 2012A&A...541A..36V , DOI : 10.1051/0004-6361/201118265 , arXiv : 1203.4727 . URL consultato il 23 novembre 2019 .
  40. ^ Catherine L. Slesnick, Lynne A. Hillenbrand e Philip Massey, The Star Formation History and Mass Function of the Double Cluster h and χ Persei , in The Astrophysical Journal , vol. 576, n. 2, 2002, pp. 880–893, Bibcode : 2002ApJ...576..880S , DOI : 10.1086/341865 , arXiv : astro-ph/0205130 . URL consultato l'11 dicembre 2019 .
  41. ^ G. Caron et al. , The Lack of Blue Supergiants in NGC 7419, a Red Supergiant-rich Galactic Open Cluster with Rapidly Rotating Stars , in The Astronomical Journal , vol. 126, n. 3, 2003, pp. 1415–1422, Bibcode : 2003AJ....126.1415C , DOI : 10.1086/377314 . URL consultato l'11 dicembre 2019 .
  42. ^ I. Negueruela et al. , Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson 2 , in Astronomy & Astrophysics , vol. 547, 2012, p. A15, Bibcode : 2012A&A...547A..15N , DOI : 10.1051/0004-6361/201219540 , arXiv : 1208.3282 . URL consultato il 12 dicembre 2019 .
  43. ^ B. Davies et al. , A newly discovered young massive star cluster at the far end of the Galactic Bar , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 419, n. 3, 2012, pp. 1860–1870, Bibcode : 2012MNRAS.419.1860D , DOI : 10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x , arXiv : 1111.2630 . URL consultato il 12 dicembre 2019 .

Bibliografia

  • AA.VV, L'Universo – Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara , De Agostini , 2002.

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