Gigante azul
En astronomía , una gigante azul es una estrella caliente con una clase de luminosidad III ( gigante ) o II ( gigante brillante ). En el diagrama estándar de Hertzsprung-Russell , estas estrellas se encuentran por encima y a la derecha de la secuencia principal .
El término se aplica a una variedad de estrellas en diferentes fases de desarrollo, todas estrellas evolucionadas que se han movido desde la secuencia principal pero que tienen poco más en común, por lo que gigante azul simplemente se refiere a estrellas en una región particular del diagrama HR en lugar de un tipo específico de estrella. Son mucho más raras que las gigantes rojas , porque solo se desarrollan a partir de estrellas más masivas y menos comunes, y porque tienen vidas cortas en la etapa de gigante azul.
Debido a que las estrellas de tipo O y tipo B con una clasificación de luminosidad gigante son a menudo algo más luminosas que sus contrapartes normales de la secuencia principal de las mismas temperaturas y debido a que muchas de estas estrellas están relativamente cerca de la Tierra en la escala galáctica de la Vía Láctea, muchas de las estrellas brillantes en el cielo nocturno son ejemplos de gigantes azules, entre ellas Beta Centauri (B1III); Mimosa (B0.5III); Bellatrix (B2III); Epsilon Canis Majoris (B2II); y Alpha Lupi (B1.5III), entre otras.
El nombre de gigante azul a veces se aplica incorrectamente a otras estrellas luminosas de gran masa, como las estrellas de la secuencia principal, simplemente porque son grandes y calientes. [1]
Propiedades
El término "gigante azul" no está estrictamente definido y se aplica a una amplia variedad de tipos diferentes de estrellas. Tienen en común un aumento moderado de tamaño y luminosidad en comparación con las estrellas de la secuencia principal de la misma masa o temperatura, y son lo suficientemente calientes como para ser llamadas azules, lo que significa que pertenecen a la clase espectral O, B y, a veces, a la A temprana. Sus temperaturas superan los 10 000 K, y tienen masas de secuencia principal de edad cero (ZAMS) mayores que aproximadamente el doble del Sol ( M ☉ ), y magnitudes absolutas alrededor de 0 o más brillantes. Estas estrellas tienen solo entre 5 y 10 veces el radio del Sol ( R ☉ ), en comparación con las gigantes rojas que tienen hasta 300 R ☉ .
Las estrellas más frías y menos luminosas, conocidas como gigantes azules, se encuentran en la rama horizontal , estrellas de masa intermedia que han pasado por una fase de gigante roja y ahora están quemando helio en sus núcleos. Dependiendo de la masa y la composición química, estas estrellas se mueven gradualmente hacia el azul hasta que agotan el helio en sus núcleos y luego regresan hacia el rojo a la rama gigante asintótica (AGB). Las estrellas variables RR Lyrae , generalmente con tipos espectrales de A, se encuentran en el medio de la rama horizontal. Las estrellas de la rama horizontal más calientes que el hueco RR Lyrae generalmente se consideran gigantes azules, y a veces las propias estrellas RR Lyrae se denominan gigantes azules a pesar de que algunas de ellas son de clase F. [2] Las estrellas más calientes, las estrellas de la rama horizontal azul (BHB), se denominan estrellas de la rama horizontal extrema (EHB) y pueden ser más calientes que las estrellas de la secuencia principal de la misma luminosidad. En estos casos se las llama estrellas subenanas azules (sdB) en lugar de gigantes azules, llamadas así por su posición a la izquierda de la secuencia principal en el diagrama HR en lugar de por su mayor luminosidad y temperatura en comparación con cuando eran estrellas de la secuencia principal. [3]
No existen límites superiores estrictos para las estrellas gigantes, pero los tipos O tempranos se vuelven cada vez más difíciles de clasificar por separado de las estrellas de secuencia principal y supergigantes, tienen tamaños y temperaturas casi idénticos a las estrellas de secuencia principal a partir de las cuales se desarrollan, y vidas muy cortas. Un buen ejemplo es la estrella de Plaskett , un binario cercano que consiste en dos gigantes de tipo O, ambas de más de 50 M ☉ , temperaturas de más de 30.000 K y más de 100.000 veces la luminosidad del Sol ( L ☉ ). Los astrónomos aún difieren sobre si clasificar al menos una de las estrellas como supergigante, basándose en diferencias sutiles en las líneas espectrales. [4]
Evolución
Las estrellas que se encuentran en la región gigante azul del diagrama HR pueden estar en etapas muy diferentes de sus vidas, pero todas son estrellas evolucionadas que han agotado en gran medida sus suministros centrales de hidrógeno.
En el caso más simple, una estrella luminosa y caliente comienza a expandirse a medida que se agota el hidrógeno de su núcleo, y primero se convierte en una subgigante azul y luego en una gigante azul, volviéndose más fría y más luminosa. Las estrellas de masa intermedia continuarán expandiéndose y enfriándose hasta que se conviertan en gigantes rojas. Las estrellas masivas también continúan expandiéndose a medida que avanza la quema de la capa de hidrógeno, pero lo hacen a una luminosidad aproximadamente constante y se mueven horizontalmente a través del diagrama HR. De esta manera, pueden pasar rápidamente por las clases de gigante azul, gigante azul brillante, supergigante azul y supergigante amarilla, hasta que se convierten en supergigantes rojas. La clase de luminosidad para tales estrellas se determina a partir de líneas espectrales que son sensibles a la gravedad superficial de la estrella, y las estrellas más expandidas y luminosas reciben clasificaciones I (supergigantes), mientras que las estrellas algo menos expandidas y más luminosas reciben luminosidad II o III . [5] Debido a que son estrellas masivas con vidas cortas, muchas gigantes azules se encuentran en asociaciones O–B , que son grandes colecciones de estrellas jóvenes débilmente unidas.
Las estrellas BHB son más evolucionadas y tienen núcleos que queman helio, aunque todavía tienen una extensa envoltura de hidrógeno. También tienen masas moderadas de alrededor de 0,5–1,0 M☉ , por lo que a menudo son mucho más antiguas que las gigantes azules más masivas. [6] El BHB toma su nombre de la prominente agrupación horizontal de estrellas que se ve en los diagramas de color-magnitud de los cúmulos más antiguos, donde se encuentran estrellas que queman helio en el núcleo de la misma edad a una variedad de temperaturas con aproximadamente la misma luminosidad. Estas estrellas también evolucionan a través de la etapa de quema de helio en el núcleo con luminosidad constante, primero aumentando en temperatura y luego disminuyendo nuevamente a medida que se mueven hacia la AGB. Sin embargo, en el extremo azul de la rama horizontal, forma una "cola azul" de estrellas con menor luminosidad y, ocasionalmente, un "gancho azul" de estrellas aún más calientes. [7]
Hay otras estrellas calientes altamente evolucionadas que no suelen denominarse gigantes azules: las estrellas Wolf-Rayet , muy luminosas y que se distinguen por sus temperaturas extremas y sus prominentes líneas de emisión de helio y nitrógeno; las estrellas post-AGB que forman nebulosas planetarias , similares a las estrellas Wolf-Rayet pero más pequeñas y menos masivas; las rezagadas azules , estrellas azules luminosas poco comunes observadas aparentemente en la secuencia principal en cúmulos donde estrellas de la secuencia principal de su luminosidad deberían haber evolucionado a gigantes o supergigantes; y las verdaderas supergigantes azules , las estrellas más masivas evolucionadas más allá de las gigantes azules e identificadas por los efectos de una mayor expansión en sus espectros.
Un grupo puramente teórico de estrellas podría formarse cuando las enanas rojas finalmente agoten el hidrógeno de su núcleo dentro de billones de años. Estas estrellas son convectivas a través de su profundidad y se espera que aumenten muy lentamente tanto su temperatura como su luminosidad a medida que acumulan cada vez más helio hasta que finalmente no pueden sostener la fusión y rápidamente colapsan a enanas blancas. Aunque estas estrellas pueden llegar a ser más calientes que el Sol, nunca serán más luminosas, por lo que difícilmente son gigantes azules como las vemos hoy. Se ha acuñado el nombre de enana azul, aunque ese nombre podría fácilmente ser confuso. [8]
Referencias
- ^ "¿Cuál es el ciclo de vida de una estrella gigante azul?" . Consultado el 11 de diciembre de 2017 .
- ^ Lee, Y. -W. (1990). "Sobre el efecto del cambio de período de Sandage entre las estrellas de campo RR Lyrae". The Astrophysical Journal . 363 : 159. Bibcode :1990ApJ...363..159L. doi : 10.1086/169326 .
- ^ Geier, S.; Heber, U.; Heuser, C.; Classen, L.; o'Toole, SJ; Edelmann, H. (2013). "La estrella subenana B SB 290: un rotador rápido en la rama horizontal extrema". Astronomía y Astrofísica . 551 : L4. arXiv : 1301.4129 . Código Bibliográfico :2013A&A...551L...4G. doi :10.1051/0004-6361/201220964. S2CID 38686139.
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