Supergigante roja
Estrellas con una clase de luminosidad supergigante con un tipo espectral de K o M

Las supergigantes rojas ( RSG ) son estrellas con una clase de luminosidad supergigante ( clase I de Yerkes ) y una clasificación estelar K o M. [1] Son las estrellas más grandes del universo en términos de volumen , aunque no son las más masivas ni luminosas . Betelgeuse y Antares A son las supergigantes rojas (RSG) más brillantes y conocidas, de hecho las únicas estrellas supergigantes rojas de primera magnitud .

Clasificación

Las estrellas se clasifican como supergigantes en función de su clase de luminosidad espectral . Este sistema utiliza ciertas líneas espectrales diagnósticas para estimar la gravedad superficial de una estrella, determinando así su tamaño en relación con su masa. Las estrellas más grandes son más luminosas a una temperatura determinada y ahora se pueden agrupar en bandas de diferente luminosidad. [2]

Las diferencias de luminosidad entre las estrellas son más evidentes a bajas temperaturas, donde las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las estrellas de la secuencia principal. Las supergigantes tienen las gravedades superficiales más bajas y, por lo tanto, son las más grandes y brillantes a una temperatura particular.

El sistema de clasificación de Yerkes o Morgan-Keenan (MK) [3] es casi universal. Agrupa las estrellas en cinco grupos de luminosidad principales designados por números romanos :

En el caso específico de las supergigantes, la clase de luminosidad se divide a su vez en supergigantes normales de clase Ib y supergigantes más brillantes de clase Ia. También se utiliza la clase intermedia Iab. Las estrellas excepcionalmente brillantes, de baja gravedad superficial y con fuertes indicios de pérdida de masa pueden designarse con la clase de luminosidad 0 (cero), aunque esto se ve raramente. [4] Más a menudo se utilizará la designación Ia-0, [5] y aún más comúnmente Ia + . [6] Estas clasificaciones espectrales de hipergigantes se aplican muy raramente a las supergigantes rojas, aunque el término hipergigante roja a veces se utiliza para las supergigantes rojas más extendidas e inestables como VY Canis Majoris y NML Cygni . [7] [8]

La parte "roja" de "supergigante roja" se refiere a la temperatura fría. Las supergigantes rojas son las supergigantes más frías, las de tipo M y al menos algunas de tipo K, aunque no hay un límite preciso. Las supergigantes de tipo K son poco comunes en comparación con las de tipo M porque son una etapa de transición de corta duración y algo inestables. Las estrellas de tipo K, especialmente las de tipo K tempranas o más calientes, a veces se describen como supergigantes anaranjadas (por ejemplo, Zeta Cephei ), o incluso como amarillas (por ejemplo, la hipergigante amarilla HR 5171 Aa). [ cita requerida ]

Propiedades

Escala de temperatura para supergigantes rojas [9]

Tipo espectral		Temperatura
( K )
K1–1.54.100
K2–34.015
K5–M03.840
M03.790
M13.745
M1.53.710
M23.660
M2.53.615
M33.605
M3.53.550
M4–4,53.535
M53.450

Las supergigantes rojas son frías y grandes. Tienen tipos espectrales de K y M, por lo que las temperaturas superficiales están por debajo de los 4100  K. [ 9] Por lo general, tienen un radio de varios cientos a más de mil veces el del Sol , [9] aunque el tamaño no es el factor principal para que una estrella sea designada como supergigante. Una estrella gigante fría y brillante puede ser fácilmente más grande que una supergigante más caliente. Por ejemplo, Alpha Herculis se clasifica como una estrella gigante con un radio de entre 264 y 303  R ☉ mientras que Epsilon Pegasi es una supergigante K2 de solo 185  R ☉ .

Aunque las supergigantes rojas son mucho más frías que el Sol, son mucho más grandes que son muy luminosas, típicamente decenas o cientos de miles de  L ☉ . [9] Existe un límite superior teórico para el radio de una supergigante roja de alrededor de 1.500  R ☉ . [9] En el límite de Hayashi , las estrellas por encima de este radio serían demasiado inestables y simplemente no se forman.

Las supergigantes rojas tienen masas entre aproximadamente 10  M☉ y 30 o 40  M☉ . [10] Las estrellas de la secuencia principal con una masa mayor a aproximadamente 40  M☉ no se expanden ni se enfrían para convertirse en supergigantes rojas. Las supergigantes rojas en el extremo superior del rango posible de masa y luminosidad son las más grandes conocidas. Su baja gravedad superficial y su alta luminosidad causan una pérdida extrema de masa, millones de veces mayor que la del Sol, lo que produce nebulosas observables alrededor de la estrella. [ 11] Al final de sus vidas, las supergigantes rojas pueden haber perdido una fracción sustancial de su masa inicial. Las supergigantes más masivas pierden masa mucho más rápidamente y todas las supergigantes rojas parecen alcanzar una masa similar del orden de 10  M☉ cuando sus núcleos colapsan. El valor exacto depende de la composición química inicial de la estrella y de su velocidad de rotación. [ 12]

La mayoría de las supergigantes rojas muestran algún grado de variabilidad visual , pero rara vez con un período o amplitud bien definidos. Por lo tanto, generalmente se clasifican como variables irregulares o semirregulares . Incluso tienen sus propias subclases, SRC y LC para variables supergigantes semirregulares lentas e irregulares lentas respectivamente. Las variaciones son típicamente lentas y de pequeña amplitud, pero se conocen amplitudes de hasta cuatro magnitudes. [13]

El análisis estadístico de muchas supergigantes rojas variables conocidas muestra una serie de causas probables de variación: solo unas pocas estrellas muestran grandes amplitudes y un fuerte ruido que indica variabilidad en muchas frecuencias, lo que se cree que indica vientos estelares poderosos que ocurren hacia el final de la vida de una supergigante roja; más comunes son las variaciones simultáneas del modo radial a lo largo de unos pocos cientos de días y probablemente las variaciones del modo no radial a lo largo de unos pocos miles de días; solo unas pocas estrellas parecen ser verdaderamente irregulares, con pequeñas amplitudes, probablemente debido a la granulación de la fotosfera . Las fotosferas de las supergigantes rojas contienen una cantidad relativamente pequeña de células de convección muy grandes en comparación con estrellas como el Sol . Esto causa variaciones en el brillo de la superficie que pueden conducir a variaciones de brillo visibles a medida que la estrella gira. [14]

Los espectros de las supergigantes rojas son similares a los de otras estrellas frías, dominados por un bosque de líneas de absorción de metales y bandas moleculares. Algunas de estas características se utilizan para determinar la clase de luminosidad, por ejemplo, ciertas intensidades de las bandas de cianógeno en el infrarrojo cercano y el triplete Ca II . [15]

La emisión de máseres es común en el material circunestelar que rodea a las supergigantes rojas. Por lo general, esto surge del H2O y SiO, pero la emisión de hidroxilo (OH) también ocurre en regiones estrechas. [16] Además del mapeo de alta resolución del material circunestelar que rodea a las supergigantes rojas, [17] las observaciones de máseres con VLBI o VLBA se pueden utilizar para derivar paralajes precisos y distancias a sus fuentes. [18] Actualmente, esto se ha aplicado principalmente a objetos individuales, pero puede resultar útil para el análisis de la estructura galáctica y el descubrimiento de estrellas supergigantes rojas que de otro modo quedarían ocultas. [19]

Las abundancias superficiales de las supergigantes rojas están dominadas por el hidrógeno, aunque el hidrógeno en el núcleo se haya consumido por completo. En las últimas etapas de pérdida de masa, antes de que una estrella explote, el helio de la superficie puede enriquecerse hasta niveles comparables con el hidrógeno. En los modelos teóricos de pérdida extrema de masa, puede perderse suficiente hidrógeno como para que el helio se convierta en el elemento más abundante en la superficie. Cuando las estrellas pre-supergigantes rojas abandonan la secuencia principal, el oxígeno es más abundante que el carbono en la superficie, y el nitrógeno es menos abundante que ambos, lo que refleja las abundancias provenientes de la formación de la estrella. El carbono y el oxígeno se agotan rápidamente y el nitrógeno aumenta como resultado del dragado de material procesado por CNO de las capas de fusión. [20]

Se observa que las supergigantes rojas giran lentamente o muy lentamente. Los modelos indican que incluso las estrellas de la secuencia principal que giran rápidamente deberían verse frenada por su pérdida de masa, de modo que las supergigantes rojas casi no giran. Las supergigantes rojas como Betelgeuse que tienen velocidades de rotación modestas pueden haberla adquirido después de alcanzar la etapa de supergigante roja, tal vez a través de la interacción binaria. Los núcleos de las supergigantes rojas todavía están girando y la velocidad de rotación diferencial puede ser muy grande. [21]

Definición

Betelgeuse pulsa y muestra cambios en el perfil de las líneas espectrales (imágenes UV del HST)

Las clases de luminosidad de las supergigantes son fáciles de determinar y aplicar a un gran número de estrellas, pero agrupan varios tipos de estrellas muy diferentes en una única categoría. Una definición evolutiva restringe el término supergigante a aquellas estrellas masivas que inician la fusión de helio en su núcleo sin desarrollar un núcleo de helio degenerado y sin experimentar un destello de helio. Continuarán quemando elementos más pesados ​​y sufrirán un colapso del núcleo que dará lugar a una supernova . [22]

Las estrellas menos masivas pueden desarrollar una clase de luminosidad espectral supergigante a una luminosidad relativamente baja, alrededor de 1.000  L ☉ cuando están en la rama asintótica gigante (AGB) experimentando la quema de la capa de helio. Los investigadores ahora prefieren categorizarlas como estrellas AGB distintas de las supergigantes porque son menos masivas, tienen diferentes composiciones químicas en la superficie, experimentan diferentes tipos de pulsación y variabilidad, y evolucionarán de manera diferente, generalmente produciendo una nebulosa planetaria y una enana blanca. [23] La mayoría de las estrellas AGB no se convertirán en supernovas, aunque existe interés en una clase de estrellas súper-AGB , aquellas casi lo suficientemente masivas como para experimentar una fusión completa de carbono, que pueden producir supernovas peculiares aunque sin desarrollar nunca un núcleo de hierro. [24] Un grupo notable de estrellas de baja masa y alta luminosidad son las variables RV Tauri , AGB o estrellas post-AGB que se encuentran en la franja de inestabilidad y muestran variaciones semirregulares distintivas.

Evolución

Una supergigante roja termina su vida como supernova tipo II (abajo a la izquierda) en un brazo espiral de M74 [25]

Las supergigantes rojas se desarrollan a partir de estrellas de la secuencia principal con masas entre aproximadamente 8  M☉ y 30 o 40  M☉ . [10] Las estrellas de mayor masa nunca se enfrían lo suficiente como para convertirse en supergigantes rojas. Las estrellas de menor masa desarrollan un núcleo de helio degenerado durante una fase de gigante roja, experimentan un destello de helio antes de fusionar helio en la rama horizontal , evolucionan a lo largo de la AGB mientras queman helio en una capa alrededor de un núcleo degenerado de carbono-oxígeno, luego pierden rápidamente sus capas externas para convertirse en una enana blanca con una nebulosa planetaria. [12] Las estrellas AGB pueden desarrollar espectros con una clase de luminosidad supergigante a medida que se expanden a dimensiones extremas en relación con su pequeña masa, y pueden alcanzar luminosidades decenas de miles de veces la del Sol. Las estrellas "super-AGB" intermedias, alrededor de 9  M☉ , pueden experimentar fusión de carbono y pueden producir una supernova de captura de electrones a través del colapso de un núcleo de oxígeno - neón . [24]

Las estrellas de la secuencia principal, que queman hidrógeno en sus núcleos, con masas entre 10 y 30 o 40  M ☉ tendrán temperaturas entre aproximadamente 25.000 K y 32.000 K y tipos espectrales de B temprano, posiblemente O muy tardío. Ya son estrellas muy luminosas de 10.000–100.000  L ☉ debido a la rápida fusión del hidrógeno en el ciclo CNO y tienen núcleos completamente convectivos. A diferencia del Sol, las capas externas de estas estrellas calientes de la secuencia principal no son convectivas. [12]

Estas estrellas de la secuencia principal, que eran pre-supergigantes rojas, agotan el hidrógeno de sus núcleos después de 5 a 20 millones de años. Luego comienzan a quemar una capa de hidrógeno alrededor del núcleo, ahora predominantemente de helio, y esto hace que se expandan y enfríen hasta convertirse en supergigantes. Su luminosidad aumenta en un factor de aproximadamente tres. La abundancia de helio en la superficie ahora es de hasta el 40%, pero hay poco enriquecimiento de elementos más pesados. [12]

Las supergigantes continúan enfriándose y la mayoría pasará rápidamente a través de la franja de inestabilidad de las cefeidas , aunque las más masivas pasarán un breve período como hipergigantes amarillas . Alcanzarán la clase K tardía o M y se convertirán en una supergigante roja. La fusión de helio en el núcleo comienza suavemente ya sea mientras la estrella se está expandiendo o una vez que ya es una supergigante roja, pero esto produce poco cambio inmediato en la superficie. Las supergigantes rojas desarrollan zonas de convección profundas que se extienden desde la superficie más de la mitad del camino hacia el núcleo y estas causan un fuerte enriquecimiento de nitrógeno en la superficie, con cierto enriquecimiento de elementos más pesados. [26]

Algunas supergigantes rojas experimentan bucles azules , en los que aumentan temporalmente su temperatura antes de volver al estado de supergigante roja. Esto depende de la masa, la velocidad de rotación y la composición química de la estrella. Si bien muchas supergigantes rojas no experimentan un bucle azul, algunas pueden tener varios. Las temperaturas pueden alcanzar los 10 000 K en el pico del bucle azul. Las razones exactas de los bucles azules varían en diferentes estrellas, pero siempre están relacionadas con el aumento del núcleo de helio como proporción de la masa de la estrella y obliga a tasas más altas de pérdida de masa de las capas externas. [21]

Todas las supergigantes rojas agotarán el helio de sus núcleos en un plazo de uno o dos millones de años y luego comenzarán a quemar carbono. Esto continúa con la fusión de elementos más pesados ​​hasta que se forma un núcleo de hierro, que inevitablemente colapsa para producir una supernova. El tiempo desde el inicio de la fusión del carbono hasta el colapso del núcleo no es más que unos pocos miles de años. En la mayoría de los casos, el colapso del núcleo ocurre mientras la estrella todavía es una supergigante roja, la gran atmósfera rica en hidrógeno restante es expulsada, y esto produce un espectro de supernova de tipo II . La opacidad de este hidrógeno expulsado disminuye a medida que se enfría y esto causa un retraso prolongado en la caída del brillo después del pico inicial de supernova, la característica de una supernova de tipo II-P. [12] [26]

Se espera que las supergigantes rojas más luminosas, con una metalicidad cercana a la solar , pierdan la mayor parte de sus capas externas antes de que sus núcleos colapsen, por lo que evolucionan de nuevo a hipergigantes amarillas y variables azules luminosas. Estas estrellas pueden explotar como supernovas de tipo II-L, aún con hidrógeno en sus espectros pero no con suficiente hidrógeno como para causar una meseta de brillo prolongada en sus curvas de luz. Las estrellas con incluso menos hidrógeno restante pueden producir la poco común supernova de tipo IIb, donde queda tan poco hidrógeno que las líneas de hidrógeno en el espectro de tipo II inicial se desvanecen hasta dar la apariencia de una supernova de tipo Ib. [27]

Los progenitores observados de las supernovas de tipo II-P tienen temperaturas de entre 3.500 K y 4.400 K y luminosidades de entre 10.000  L ☉ y 300.000  L ☉ . Esto coincide con los parámetros esperados de las supergigantes rojas de menor masa. Se ha observado un pequeño número de progenitores de supernovas de tipo II-L y tipo IIb, todos con luminosidades de alrededor de 100.000  L ☉ y temperaturas algo más altas de hasta 6.000 K. Estos son una buena coincidencia para las supergigantes rojas de masa ligeramente superior con altas tasas de pérdida de masa. No se conocen progenitores de supernova que correspondan a las supergigantes rojas más luminosas, y se espera que evolucionen a estrellas Wolf Rayet antes de explotar. [21]

Clústeres

RSGC1 , el primero de varios cúmulos masivos que contienen múltiples supergigantes rojas.

Las supergigantes rojas no tienen necesariamente más de 25 millones de años y se espera que estas estrellas masivas se formen solo en cúmulos de estrellas relativamente grandes , por lo que se espera que se encuentren principalmente cerca de cúmulos prominentes. Sin embargo, tienen una vida bastante corta en comparación con otras fases en la vida de una estrella y solo se forman a partir de estrellas masivas relativamente poco comunes, por lo que generalmente solo habrá una pequeña cantidad de supergigantes rojas en cada cúmulo en un momento dado. El cúmulo masivo Hodge 301 en la Nebulosa de la Tarántula contiene tres. [28] Hasta el siglo XXI, el mayor número de supergigantes rojas conocido en un solo cúmulo era cinco en NGC 7419. [ 29] La mayoría de las supergigantes rojas se encuentran solas, por ejemplo, Betelgeuse en la asociación Orión OB1 y Antares en la asociación Escorpio-Centauro .

Desde 2006, se han identificado una serie de cúmulos masivos cerca de la base del brazo Crux-Scutum de la galaxia, cada uno de ellos con múltiples supergigantes rojas. RSGC1 contiene al menos 12 supergigantes rojas, RSGC2 (también conocida como Stephenson 2 ) contiene al menos 26, RSGC3 contiene al menos 8 y RSGC4 (también conocida como Alicante 8 ) también contiene al menos 8. Se han identificado un total de 80 supergigantes rojas confirmadas dentro de una pequeña área del cielo en la dirección de estos cúmulos. Estos cuatro cúmulos parecen ser parte de un estallido masivo de formación estelar hace 10-20 millones de años en el extremo cercano de la barra en el centro de la galaxia. [30] Se han encontrado cúmulos masivos similares cerca del extremo más alejado de la barra galáctica, pero no una cantidad tan grande de supergigantes rojas. [31]

Ejemplos

La región de Orión que muestra la supergigante roja Betelgeuse

Las supergigantes rojas son estrellas raras, pero son visibles a gran distancia y suelen ser variables, por lo que existen varios ejemplos bien conocidos a simple vista:

Históricamente se pensaba que Mira era una estrella supergigante roja, pero ahora se acepta ampliamente que es una estrella de la rama gigante asintótica. [32]

Algunas supergigantes rojas son más grandes y luminosas, con radios que superan en más de mil veces el del Sol. Por eso también se las denomina hipergigantes rojas :

Un estudio que se espera capture virtualmente todas las supergigantes rojas de la Nube de Magallanes [33] detectó alrededor de una docena de estrellas de clase M v −7 y más brillantes, alrededor de un cuarto de millón de veces más luminosas que el Sol, y desde aproximadamente 1.000 veces el radio del Sol hacia arriba.

Véase también

Referencias

  1. ^ Henny JGLM Lamers; Joseph P. Cassinelli (17 de junio de 1999). Introducción a los vientos estelares. Cambridge University Press. pp. 53–. ISBN 978-0-521-59565-0. Recuperado el 31 de agosto de 2012 .
  2. ^ Geisler, D. (1984). "Clasificación de luminosidad con el sistema Washington". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 96 : 723. Bibcode :1984PASP...96..723G. doi : 10.1086/131411 .
  3. ^ Morgan, WW; Keenan, PC (1973). "Clasificación espectral". Revista anual de astronomía y astrofísica . 11 : 29–50. Código Bibliográfico :1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  4. ^ Percy, JR; Zsoldos, E. (1992). "Fotometría de variables semirregulares amarillas – HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)". Astronomía y Astrofísica . 263 : 123. Bibcode :1992A&A...263..123P.
  5. ^ Achmad, L.; Lamers, HJGLM; Nieuwenhuijzen, H.; Van Genderen, AM (1992). "Un estudio fotométrico de la hipergigante G0-4 Ia (+) HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomía y Astrofísica . 259 : 600. Código bibliográfico : 1992A y A...259..600A.
  6. ^ De Jager, Cornelis (1998). "Las hipergigantes amarillas". Astronomy and Astrophysics Review . 8 (3): 145–180. Bibcode :1998A&ARv...8..145D. doi :10.1007/s001590050009. S2CID  189936279.
  7. ^ Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW (2012). "DISTANCIA Y CINEMÁTICA DE LA HIPERGIANTE ROJA VY CMa: ARRAY DE LÍNEA DE BASE MUY LARGA Y ASTROMETRÍA DE ARRAY MUY GRANDE". The Astrophysical Journal . 744 (1): 23. Bibcode :2012ApJ...744...23Z. doi : 10.1088/0004-637X/744/1/23 .
  8. ^ Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW; Brunthaler, A. (2012). "La distancia y el tamaño de la hipergigante roja NML Cygni desde la astrometría VLBA y VLA". Astronomía y Astrofísica . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode :2012A&A...544A..42Z. doi :10.1051/0004-6361/201219587. S2CID  55509287.
  9. ^ abcde Levesque, Emily M. ; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). "La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: frías, pero no tanto como pensábamos". The Astrophysical Journal . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Código Bibliográfico :2005ApJ...628..973L. doi :10.1086/430901. S2CID  15109583.
  10. ^ ab Helmel, G.; Gordon, M.; Humphreys, R.; Jones, T. (2020). "Explorando las historias de pérdida de masa de las supergigantes rojas". Resúmenes de la reunión de la American Astronomical Society n . ° 235. 235 (3): 145. arXiv : 2008.01108 . Bibcode :2020AAS...23511026H. doi : 10.3847/1538-3881/abab15 .
  11. ^ Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Gehrz, Robert D.; Schuster, MT; Krautter, Joachim (2001). "La nebulosa asimétrica que rodea a la supergigante roja extrema Vy Canis Majoris". The Astronomical Journal . 121 (2): 1111–1125. Bibcode :2001AJ....121.1111S. doi : 10.1086/318748 .
  12. ^ abcde Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. (2012). "Cuadrículas de modelos estelares con rotación. I. Modelos de 0,8 a 120 M⊙ en metalicidad solar (Z = 0,014)". Astronomía y Astrofísica . 537 : A146. arXiv : 1110.5049 . Código Bibliográfico :2012A&A...537A.146E. doi :10.1051/0004-6361/201117751. Número de identificación del sujeto  85458919.
  13. ^ Kiss, LL; Szabo, GM; Beding, TR (2006). "Variabilidad en estrellas supergigantes rojas: pulsaciones, largos periodos secundarios y ruido de convección". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Código Bibliográfico :2006MNRAS.372.1721K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID  5203133.
  14. ^ Schwarzschild, Martin (1975). "Sobre la escala de la convección fotosferica en gigantes rojas y supergigantes". Astrophysical Journal . 195 : 137–144. Bibcode :1975ApJ...195..137S. doi : 10.1086/153313 .
  15. ^ White, NM; Wing, RF (1978). "Clasificación espectral bidimensional fotoeléctrica de supergigantes M". Astrophysical Journal . 222 : 209. Bibcode :1978ApJ...222..209W. doi : 10.1086/156136 .
  16. ^ Fok, Thomas KT; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco HK; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (2012). "Observaciones máser de Westerlund 1 y consideraciones exhaustivas sobre las propiedades máser de las supergigantes rojas asociadas con cúmulos masivos". The Astrophysical Journal . 760 (1): 65. arXiv : 1209.6427 . Código Bibliográfico :2012ApJ...760...65F. doi :10.1088/0004-637X/760/1/65. S2CID  53393926.
  17. ^ Richards, AMS; Yates, JA; Cohen, RJ (1999). "Mapeo máser de la estructura a pequeña escala en la envoltura circunestelar de S Persei". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 306 (4): 954–974. Bibcode :1999MNRAS.306..954R. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x .
  18. ^ Kusuno, K.; Asaki, Y.; Imai, H.; Oyama, T. (2013). "Medición de la distancia y el movimiento propio de la supergigante roja, Pz Cas, en interferometría de línea de base muy larga H2O Maser Astrometry". The Astrophysical Journal . 774 (2): 107. arXiv : 1308.3580 . Bibcode :2013ApJ...774..107K. doi :10.1088/0004-637X/774/2/107. S2CID  118867155.
  19. ^ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, KM (2012). "Emisión de máser de SiO desde supergigantes rojas a través de la Galaxia. I. Objetivos en cúmulos estelares masivos". Astronomía y Astrofísica . 541 : A36. arXiv : 1203.4727 . Bibcode :2012A&A...541A..36V. doi :10.1051/0004-6361/201118265. S2CID  55630819.
  20. ^ Georgy, C. (2012). "Supergigantes amarillas como progenitoras de supernovas: ¿una indicación de una fuerte pérdida de masa para las supergigantes rojas?". Astronomy & Astrophysics . 538 : L8. arXiv : 1111.7003 . Bibcode :2012A&A...538L...8G. doi :10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  21. ^ abc Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P.; Levesque, E.; Massey, P. (2015). "Impacto de la pérdida de masa en la evolución y las propiedades pre-supernova de las supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 575 : A60. arXiv : 1410.8721 . Código Bibliográfico :2015A&A...575A..60M. doi :10.1051/0004-6361/201424671. S2CID  38736311.
  22. ^ Van Loon, J. Th.; Cioni, M.-RL; Zijlstra, AA; Loup, C. (2005). "Una fórmula empírica para las tasas de pérdida de masa de supergigantes rojas envueltas en polvo y estrellas de la rama asintótica de gigantes ricas en oxígeno". Astronomía y astrofísica . 438 (1): 273–289. arXiv : Astro-ph/0504379 . Bibcode :2005A&A...438..273V. doi :10.1051/0004-6361:20042555. S2CID  16724272.
  23. ^ Groenewegen, MAT; Sloan, GC; Soszyński, I.; Petersen, EA (2009). "Luminosidades y tasas de pérdida de masa de estrellas AGB de SMC y LMC y supergigantes rojas". Astronomía y Astrofísica . 506 (3): 1277–1296. arXiv : 0908.3087 . Código Bibliográfico :2009A&A...506.1277G. doi :10.1051/0004-6361/200912678. S2CID  14560155.
  24. ^ ab Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). "El canal de supernova de estrellas Super-AGB". The Astrophysical Journal . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Código Bibliográfico :2008ApJ...675..614P. doi :10.1086/520872. S2CID  18334243.
  25. ^ Fraser, M.; Maund, JR; Smartt, SJ; Kotak, R.; Lorenzo, A.; Bruce, A.; Valenti, S.; Yuan, F.; Benetti, S.; Chen, T.-W.; Gal-Yam, A.; Inserra, C.; Joven, RD (2013). "Sobre el progenitor del Tipo IIP SN 2013ej en M74". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 439 : L56–L60. arXiv : 1309.4268 . Código Bib : 2014MNRAS.439L..56F. doi : 10.1093/mnrasl/slt179 . S2CID  53415703.
  26. ^ ab Heger, A.; Langer, N.; Woosley, SE (2000). "Evolución presupernova de estrellas masivas rotatorias. I. Método numérico y evolución de la estructura estelar interna". The Astrophysical Journal . 528 (1): 368–396. arXiv : astro-ph/9904132 . Código Bibliográfico :2000ApJ...528..368H. doi :10.1086/308158. S2CID  3369610.
  27. ^ Woosley, SE; Heger, A.; Weaver, TA (2002). "La evolución y explosión de estrellas masivas". Reseñas de Física Moderna . 74 (4): 1015–1071. Bibcode :2002RvMP...74.1015W. doi :10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
  28. ^ Slesnick, Catherine L.; Hillenbrand, Lynne A.; Massey, Philip (2002). "Historia de la formación estelar y función de masa del cúmulo doble h y χ Persei". The Astrophysical Journal . 576 (2): 880–893. arXiv : astro-ph/0205130 . Código Bibliográfico :2002ApJ...576..880S. doi :10.1086/341865. S2CID  11463246.
  29. ^ Caron, Genevive; Moffat, Anthony FJ; St-Louis, Nicole; Wade, Gregg A.; Lester, John B. (2003). "La falta de supergigantes azules en NGC 7419, un cúmulo abierto galáctico rico en supergigantes rojas con estrellas que giran rápidamente". The Astronomical Journal . 126 (3): 1415–1422. Bibcode :2003AJ....126.1415C. doi : 10.1086/377314 .
  30. ^ Negueruela, I.; Marco, A.; González-Fernández, C.; Jiménez-Esteban, F.; Clark, JS; García, M.; Solano, E. (2012). "Supergigantes rojas alrededor del cúmulo abierto oscurecido Stephenson 2". Astronomía y Astrofísica . 547 : A15. arXiv : 1208.3282 . Código Bib : 2012A&A...547A..15N. doi :10.1051/0004-6361/201219540. S2CID  53662263.
  31. ^ Davies, Ben; de la Fuente, Diego; Najarro, Francisco; Hinton, Jim A.; Trombley, Christine; Figer, Donald F.; Puga, Elena (2012). "Un cúmulo estelar masivo joven recientemente descubierto en el extremo más alejado de la barra galáctica". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 419 (3): 1860–1870. arXiv : 1111.2630 . Bibcode :2012MNRAS.419.1860D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19840.x . S2CID  59405479.
  32. ^ Galaxia v23n06 (1965 08).
  33. ^ Levesque, EM; Massey, P.; Olsen, KAG; Plez, B.; Meynet, G.; Maeder, A. (2006). "Las temperaturas efectivas y las propiedades físicas de las supergigantes rojas de la Nube de Magallanes: los efectos de la metalicidad". The Astrophysical Journal . 645 (2): 1102–1117. arXiv : astro-ph/0603596 . Código Bibliográfico :2006ApJ...645.1102L. doi :10.1086/504417. S2CID  5150686.

Lectura adicional

  • Dorda, Ricardo; Negueruela, Ignacio; González-Fernández, Carlos; Tabernero, Hugo M. (2016). "Tipo espectral, temperatura y etapa evolutiva en supergigantes frías". Astronomía y Astrofísica . 592 : A16. arXiv : 1605.03239 . Código Bib : 2016A&A...592A..16D. doi :10.1051/0004-6361/201528024. S2CID  56239945.
  • Chiavassa, A.; Kudritzki, R.; Davies, B.; Freytag, B.; De Mink, SE (2022). "Investigación de la dinámica de las supergigantes rojas a través de los desplazamientos del fotocentro medidos por Gaia ". Astronomía y Astrofísica . 661 : L1. arXiv : 2205.05156 . Bibcode :2022A&A...661L...1C. doi :10.1051/0004-6361/202243568. S2CID  248316112.
  • Estrellas supergigantes rojas
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