Supergigante
Abscisses: Tipo espectral / Ordenades: Magnitut absoluta
0 Hipergigantes. Ia, Ib Supergigantes. II Jagants lluminoses. III Jagants. IV Subgigantes. V Seqüència principal. VI Subenanas. VII Nanes blanques.
Les estreles supergigantes (supergiant stars en anglés) són estrelas en massas compreses entre 10 i 50 masses solars i enormes dimensions, que en el cas de les supergigantes roges poden ser de l'orde de 1000 voltes la del Sol. Ocupen la part superior del diagrama de Hertzsprung-Russell. En la classificació espectral de Yerkes són de classe de lluminositat Ia (les supergigantes més lluminoses), o Ib (les menys lluminoses). Els seus magnituts absolutes bolométricas típiques van des de -5 a -12. Les supergigantes extremadament lluminoses solen classificar-se com hipergigantes (classe 0).
Definició
[editar | editar còdic]L'apelatiu de supergigante, aplicat a una estrela, no té una única definició concreta. El terme estrela jagant va ser falcat per primera volta per l'astrònom Ejnar Hertzsprung quan es va fer evident que la majoria de les estreles es classificaven en dos regions distintes del diagrama de Hertzsprung-Russell. Una regió contenia estreles més grans i lluminoses dels tipos espectrals A a M i va rebre el nom de jagant.[1] Posteriorment, en carir de paralaje mesurable, es va fer evident que algunes d'estes estreles eren significativament més grans i lluminoses que la majoria, i va sorgir el terme super-jagant, ràpidament adoptat com supergigante.[2][3][4]
Característiques
[editar | editar còdic]El ràdio de les supergigantes pot estar entre els 30 i els 500 ràdios solars, encara que en ocasions pot superar els 1000 radis solars. La Llei de Stefan-Boltzmann establix que les superfícies relativament fredes de les supergigantes roges irradian menys energia per unitat d'àrea que les de les supergigantes blaves; aixina que, per a una lluminositat donada, les supergigantes roges són més grans que les seues homòlogues blaves.
Per la seua gran massa, consumixen energia a un ritme molt elevat, sent molt lluminoses; per eixemple, Naos (ζ Puppis) posseïx una lluminositat de prop d'un milló de voltes la del Sol. Per una atra part, tenen una vida breu, agotant la seua combustible nuclear en uns pocs millons d'anys i explotant com supernovas al final de les seues vides.
Les supergigantes poden pertànyer a diverses classes espectrals, des de les jóvens supergigantes blaves, pertanyents a la classe O, fins a les evolucionades supergigantes roges, de classe M. Rígel (β Orionis), l'estrela més lluenta de la constelació d'Orión, és una típica supergigante blanc-azulada, mentres que Betelgeuse (α Orionis) i Antares (α Scorpii) són supergigantes roges.
Classe de lluminositat espectral
[editar | editar còdic]
Les estreles supergigantes poden identificar-se a partir dels seus espectres, en llínees distintives sensibles a l'alta lluminositat i a la baixa gravetat superficial.[5][6] En 1897, Antonia C. Maury havia dividit les estreles en funció de l'esgambi de les seues llínees espectrals, i la seua classe "c" identificava les estreles en les llínees més estretes. Encara que llavors no se sabia, es tractava de les estreles més lluminoses.[7] En 1943, Morgan i Keenan varen formalisar la definició de les classes de lluminositat espectral, referint-se la classe I a les estreles supergigantes.[8] El mateix sistema de classes de lluminositat MK se seguix utilisant hui en dia, en refinament basats en la major resolució dels espectres moderns.[9] Hi ha supergigantes de totes les classes espectrals, des de supergigantes blaves classe O jóvens fins a supergigantes roges classe M molt evolucionades. Pel seu major tamany en comparació a les estreles de la seqüència principal i les jagantes del mateix tipo espectral, tenen gravetat superficials més baixes i poden observar-se canvis en els seus perfils llineals. Les supergigantes també són estreles evolucionades en nivells més alts d'elements pesats que les estreles de la seqüència principal. Esta és la base de la Sistema de lluminositat MK, que assigna les estreles a classes de lluminositat únicament a partir de l'observació dels seus espectres.
Ademés dels canvis de llínea deguts a la baixa gravetat superficial i als productes de fusió, les estreles més lluminoses tenen altes taxes de pèrdua de massa i núvols resultants de materials circunestelares expulsats que poden produir llínea d'emissiós, Perfil P Cygni, o llínea prohibidas. El sistema MK assigna les estreles a classes de lluminositat: Ib per a les supergigantes; Ia per a les supergigantes lluminoses; i 0 (zero) o Ia+ per a les hipergigantes. En realitat, hi ha molt més continu que bandes ben definides per a estes classificacions, i s'utilisen classificacions com Iab per a les supergigantes de lluminositat intermija. Els espectres de supergigantes solen dur anotacions que indiquen Peculiaritats espectrals, per eixemple B2 Iae o F5 Ipec.
Supergigantes evolutives
[editar | editar còdic]Les supergigantes també poden definir-se com una fase específica en el història evolutiva de certes estreles. Les estreles en masses inicials superiors a 8-10 M☉ inicien ràpida i suaument la fusió del núcleu de heli una volta que han agotat el seu hidrogen, i continuen fusionant elements més pesats despuix de l'agotament del heli fins que desenrollen un núcleu de ferro, moment en el que el núcleu colapsa per a produir una supernova de tipo II. Una volta que estes estreles massives abandonen la seqüència principal, les seues atmòsfera es inflan i es descriuen com supergigantes. Les estreles de massa inicialment inferior a 10 M☉ mai formaran un núcleu de ferro i, en térmens evolutius, no es convertixen en supergigantes, encara que poden alcançar lluminositat mils de voltes superiors a la del Sol. No poden fusionar carbono i elements més pesats una volta agotat el heli, per lo que finalment només perden les seues capes externes, deixant el núcleu d'una nana blanca. La fase en la que estes estreles tenen abdós closques ardint, hidrogen i heli, es denomina branca asintòtica jaganta (AGB), ya que les estreles es convertixen gradualment en estreles de classe M cada volta més lluminoses. Les estreles de 8-10 M☉ poden fusionar suficient carbono en la AGB per a produir un núcleu d'oxigen-neó i una supernova de captura d'electrons, pero els astrofísics les categorizan com a estreles super-AGB en lloc de supergigantes.[10]
Categorisació de les estreles evolucionades
[editar | editar còdic]Existixen vàries categories d'estreles evolucionades que no són supergigantes en térmens evolutius pero que poden mostrar característiques espectrals de supergigante o tindre lluminositat comparables a les supergigantes.
Les estreles de la branca jaganta asintòtica (AGB) i les estreles post-AGB són jagantes roges molt evolucionades de massa baixa en lluminositat que poden ser comparables a les de les supergigantes roges més massives, pero per la seua baixa massa, a que es troben en una fase diferent de desenroll (combustió de l'envoltura de heli) i a que les seues vides terminen de forma diferent (nebulosa planetària i nana blanca en lloc de supernova), els astrofísics preferixen mantindre-les separades. La llínea divisòria es difumina entorn a la 7–10 M☉ (o tan alta com 12 M☉ en alguns models[11]) a on les estreles comencen a experimentar una fusió llimitada d'elements més pesats que el heli. Els especialistes que estudien estes estreles solen referir-se a elles com a estreles super AGB, ya que tenen moltes propietats en comuna en les AGB, com la pulsació tèrmica. Uns atres les descriuen com supergigantes de baixa massa, ya que comencen a cremar elements més pesats que el heli i poden explotar com supernovas.[12] Moltes estreles post-AGB reben tipos espectrals en classes de lluminositat de supergigantes. Per eixemple, RV Tauri té una classe de lluminositat Ia ( supergigante lluenta) a pesar de ser menys massiva que el Sol. Algunes estreles AGB també reben una classe de lluminositat supergigante, sobretot Estrela variable W Virginis com la pròpia W Virginis, estreles que estan eixecutant un bucle blau desencadenat per pols tèrmic. Un número molt chicotet d'Estrela variable Mira i atres estreles AGB tardanes tenen classes de lluminositat supergigante, per eixemple Ras Algethi.
Les variables cefeidas clàssiques solen tindre classes de lluminositat supergigante, encara que només les més lluminoses i massives aplegaran a desenrollar un núcleu de ferro. La majoria d'elles són estreles de massa intermija que fusionen heli en els seus núcleus i acabaran passant a la branca jaganta asintòtica. La pròpia Delta Cephei és un eixemple en una lluminositat de 2000 voltes la del Sol i una massa de 4,5 voltes la massa solar.
Les estreles de Wolf-Rayet també són estreles evolucionades lluminoses de gran massa, més calentes que la majoria de les supergigantes i més chicotetes, visualment menys lluentes pero a sovint més lluminoses per les seues altes temperatures. Tenen espectres dominats per el heli i atres elements més pesats, i solen mostrar poc o res de hidrogen, lo que és una pista de la seua naturalea com a estreles encara més evolucionades que les supergigantes. De la mateixa manera que les estreles AGB es troben casi en la mateixa regió del diagrama de Hertzsprung-Russell que les supergigantes roges, les estreles Wolf-Rayet poden trobar-se en la mateixa regió del diagrama HR que les supergigantes blaves més calentes i les estreles de la seqüència principal.
Les estreles més massives i lluminoses de la seqüència principal són casi indistinguibles de les supergigantes en les que evolucionen ràpidament. Tenen temperatures casi idèntiques i lluminositat molt similars, i només els anàlisis més detallats poden distinguir les traces espectrals que mostren que han evolucionat des de l'estreta Seqüència principal de tipo O primerenca fins a la zona propenca de les supergigantes de tipo O primerenques. Estes supergigantes primerenques de tipo O compartixen moltes característiques en les estreles Wolf-Rayet WNLh i a voltes li les designa com slash stars, estreles intermiges entre abdós tipos.
Les estreles Luminous blue variables (LBVs) es troben en la mateixa regió del diagrama HR que les supergigantes blaves, pero generalment es classifiquen per separat. Són estreles evolucionades, expandides, massives i lluminoses, a sovint hipergigantes, pero tenen una variabilitat espectral molt específica, que desafia l'assignació d'un tipo espectral estàndart. Les LBV observades només en un moment determinat o durant un periodo de temps en el que són estables, poden designar-se simplement com supergigantes calents o com a candidates a LBV per la seua lluminositat.
Les hipergigantes solen considerar-se una categoria d'estreles distinta de les supergigantes, encara que en tots els aspectes importants no són més que una categoria més lluminosa de supergigante. Són estreles evolucionades, expandides, massives i lluminoses com les supergigantes, pero en l'extrem més massiu i lluminós, i en propietats adicionals particulars de sofrir grans pèrdues de massa per la seua extrema lluminositat i inestabilitat. Generalment, només les supergigantes més evolucionades presenten propietats de hipergigante, ya que la seua inestabilitat aumenta despuix d'una gran pèrdua de massa i un cert aument de lluminositat.
Algunes estrela B(i) són supergigantes, encara que unes atres estreles B[i] clarament no ho són. Alguns investigadors distinguixen els objectes B[i] de les supergigantes, mentres que uns atres preferixen definir les estreles B[i] massives evolucionades com un subgrup de les supergigantes. Esta última opció s'ha fet més comuna en comprendre que el fenomen B[i] sorgix per separat en varis tipos distints d'estreles, incloses algunes que clarament són només una fase en la vida de les supergigantes.
Vore també
[editar | editar còdic]- Supergigantes roges
- Supergigantes blaves
- Supergigantes grogues
- Evolució estelar
- llista d'estreles més grans conegudes
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ “Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars” (1914). Popular Astronomy 22: 275. Bibcode: 1914PA.....22..275R.
- ↑ “An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables” (1926). Popular Astronomy 34: 493. Bibcode: 1926PA.....34..493H.
- ↑ “S Doradus, a Super-giant Variable Star” (1925). Harvard College Observatory Bulletin 814: 1. Bibcode: 1925BHarO.814....1S.
- ↑ “The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8” (1927). Harvard College Observatory Circular 300: 1. Bibcode: 1927HarCi.300....1P.
- ↑ “Gravetat superficial en estreles supergigantes” (1937). Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 8: 175. Bibcode: 1937BAN.....8..175P.
- ↑ “Espectre d'estreles supergigantes M” (1939). Astrophysical Journal 90: 494. Bibcode: 1939ApJ....90..494S.
- ↑ Pannekoek, A.. Una història de l'Astronomia, Dover Publications. doi:10.1086/349775. ISBN 0486659941.
- ↑ “An atles of stellar spectra, with an outline of spectral classification” (1943). Chicago. Bibcode: M 1943assw.book..... M.
- ↑ “La base física de la classificació de la lluminositat en les estreles de tipo A tardà, F i G enjorn. I. Precise Spectral Types for 372 Stars” (2001). The Astronomical Journal 121 (4): 2148. doi:. Bibcode: 2001AJ....121.2148G.
- ↑ “Sobre la dependència de la metalicitat dels vents de supergigantes roges i estreles de la branca jaganta asintòtica” (2006). Evolució estelar a baixa metalicitat: Mass Loss 353: 211-224. Bibcode: 2006ASPC..353..211V.
- ↑ “Evolution of massive AGB stars” (2006). Astronomy and Astrophysics 448 (2): 717-729. doi:. Bibcode: 2006A&A...448..717S.
- ↑ “El canal de supernova de les estreles Super-AGB” (2008). The Astrophysical Journal 675 (1): 614-625. doi:. Bibcode: 2008ApJ...675..614P.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Supergigante» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.