Supergigante blau

Les supergigantes blaves (del anglés: blue supergiants) són estreles molt lluminoses i calentes, conegudes científicament com supergigantes OB. Tenen classe de lluminositat I i de classe espectral compresa entre "O" i fins a B9. Es troben en la part superior esquerra del diagrama de Hertzsprung-Russell i cap a la dreta de la seqüència principal. Són més grans que el Sol pero més chicotetes que una supergigante roja, en temperatures superficials de 10.000 a 50.000 K i lluminositat d'aproximadament de 10.000 a un milló de voltes el del Sol.

Els processos de fusió nuclear d'estes estreles de gran tamany es desenrollen a tal ritme que el hidrogen es consumix ràpidament en cantitats ingents, lo que les convertix en les estreles més actives de totes les conegudes. A conseqüència d'això, estes estreles són sumament calentes, corresponent-los el color de les seues superfícies (blava o blanc azulado) als tipos espectrals O i B.

Aixina mateix la vida mija d'estes estreles és molt curta en comparació a la d'atres de menor massa, ya que lliteralment es consumixen en un breu espai de temps, terminant la seua existència com supernovas i deixant com a residu final una estrela de neutrons o un forat negre.

Formació

Les supergigantes són estreles evolucionades de gran massa, més grans i més lluminoses que les estreles de la seqüència principal. Les estreles de classe O i B en masses inicials entorn a 10-100 M☉ evolucionen fora de la seqüència principal en solament uns pocs millons d'anys, en tant el seu hidrogen s'hi haja ya consumit i elements més pesats comencen a aparéixer prop de la superfície de l'estrela. Estes estreles es convertixen normalment en supergigantes blaves, encara que és possible que algunes d'elles evolucionen directament cap a estreles Wolf-Rayet. L'expansió en l'etapa de supergigante ocorre quan el hidrogen en el núcleu de l'estrela s'agota i comença a cremar-se la capa de hidrogen, pero també pot ocórrer que elements pesats siguen dragados fins a la superfície per convecció i es perga massa per l'aument de pressió en la radiació.

Les supergigantes blaves de recent evolució de la seqüència principal tenen lluminositat extremadament altes, altes taxes de pèrdua de massa, i són generalment inestables. Moltes d'elles es convertixen en variables lluminoses blaves en episodis d'extrema pèrdua de massa. La disminució de la massa en les supergigantes blaves continua fins que s'expandixen i es convertixen en supergigantes roges. Durant el procés deuen passar algun temps com supergigantes grogues o hipergigantes grogues, pero esta expansió es produïx en uns pocs mils d'anys, per lo que estes estreles tendixen a ser rares. Les supergigantes roges de major massa expelen les seues atmòsfera exteriors i evolucionen novament a supergigantes blaves, i possiblement en avant cap a estreles Wolf-Rayet. Depenent de la composició i de la massa exacta d'una supergigante roja, pot eixecutar un número de bucles blaus abans inclús d'explotar com una supernova de tipo II, o finalment, expulsar suficientment les seues capes exteriors per a convertir-se de nou en una supergigante blava, menys lluminosa que la primera volta, encara que més inestable. Si una estrela d'este tipo pot passar a través del buit evolutiu de groga, s'espera que es convertixca en una de les variables lluminoses blaves de menor lluminositat.

Les supergigantes blaves més massives són massa lluminoses per a retindre una extensa atmòsfera i mai s'expandixen com supergigante roja. La llínea divisòria és d'aproximadament 40 M☉, a pesar de que les millors i més grans súper-jagantes roges es desenrollen a partir d'estreles en masses inicials de 15 a 25 M☉. No està clar si les supergigantes blaves més massives poden perdre suficient massa com per a evolucionar de forma segura cap a una agradable etapa de vellea com una estrela Wolf Rayet i, finalment, cap a una nana blanca, o aplegar a l'etapa Wolf Rayet i explotar com supernova, o explotar com supernova sent encara supergigantes blaves.

Les progenitores de supernovas són comunament supergigantes roges i es creïa que només les supergigantes roges podien explotar com supernovas. No obstant, SN 1987A, va obligar als astrònoms a tornar a examinar esta teoria, ya que la seua progenitora, Sanduleak -69° 202a, era una supergigante blava B3. Ara se sap per l'observació de que, casi qualsevol classe d'estrela evolucionada de gran massa, incloent supergigantes blaves i grogues, poden explotar com supernova, encara que la teoria encara té dificultats per a explicar cóm en detalle. Encara que la majoria de les supernovas són de les de tipo II-P relativament homogénees i són produïdes per supergigantes roges, s'han observat supergigantes blaves que produïxen supernovas en una àmplia gama de lluminositat, duració i tipos espectrals, a voltes sub-lluminoses com SN 1987A, a voltes super-lluminoses com a molts tipos de supernova IIn.

Principals supergigantes blaus

Provablement la supergigante blava més coneguda siga Rigel (β Orionis), que en una magnitut aparent de +0,12 és l'estrela d'este tipo més lluent en el cel nocturn. El seu lluminositat real és unes 66.000 voltes major que la del Sol i la seua massa és de l'orde de 20 masses solars. També en la constelació d'Orión són supergigantes blaves Alnilam (ε Orionis), Alnitak (ζ Orionis) i Saiph (κ Orionis). Aixina mateix era una supergigante blava la progenitora de la supernova SN 1987A, de nom Sanduleak -69° 202a, en la Gran Núvol de Magallanes.

En la següent taula s'arrepleguen algunes de les supergigantes blaves més conegudes.

Nom	Denominació de Bayer	Tipo espectral	Lluminositat^* (sols)	Temperatura (K)	Distància (Anys llum)
Rigel	β Orionis	B8 Ia	66.000	11.000	910
Alnilam	ε Orionis	B0 Iab	375.000	25.000	1340
Alnitak	ζ Orionis	O9.5 Ib	100.000	31.000	800
Naos	ζ Puppis	O5 Ia	550.000	42.000	900
Aludra	η Canis Majoris	B5 Ia	66.000	13.500	2000
Menkib	ζ Persei	B1 Ib	105.000	23.000	982

^{*bolométrica}

Vore també

Este artícul conté una traducció derivada de «Supergigante azul» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.