Supergigante

Las supergigantes  son una de las estrellas más brillantes, grandes y masivas , cuya luminosidad puede ser millones de veces mayor que la solar, y el radio es miles de veces. Estas estrellas ocupan la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell y constituyen la clase de luminosidad I. Poseen un fuerte viento estelar , casi todas ellas son variables .

Las supergigantes son estrellas jóvenes y de vida corta pertenecientes a la población I. Se diferencian cualitativamente de las estrellas menos masivas en el curso de su evolución . Las supergigantes son capaces de mantener tales reacciones termonucleares en sus profundidades , para cuyo paso se requieren altas temperaturas y densidades, y de sintetizar elementos pesados, hasta el hierro . En algún momento, el núcleo de la estrella se colapsa, se libera una gran cantidad de energía, las capas exteriores se arrastran y se observa una explosión de supernova tipo II , y la estrella de neutrones o agujero negro permanece en la estrella . Las supergigantes y las supernovas que generan son la principal fuente de helio y elementos alfa expulsados ​​al medio interestelar .

Características

Las supergigantes se diferencian de otras estrellas por su gran luminosidad y tamaño y ocupan la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell [2] . Las luminosidades de tales estrellas van desde decenas de miles a millones de luminosidades solares , respectivamente, las magnitudes estelares absolutas varían en promedio de -4 m a -8 m . Los radios de tales estrellas pueden variar desde 20 R ⊙ hasta varios miles; las supergigantes más grandes, al estar en el lugar del Sol, llenarían el espacio hasta la órbita de Júpiter [3] [4] [5] [6] .

Las temperaturas en la superficie de las supergigantes varían en un amplio rango: hay supergigantes de clases espectrales de O a M, por esta razón se distinguen las supergigantes azules , amarillas y rojas . La gran mayoría de las supergigantes pertenecen a la clase B: hay más que todas las demás juntas [7] . Las supergigantes rojas son las más grandes, pero debido a la temperatura superficial más baja, tienen en promedio la misma luminosidad que las amarillas y azules. Las supergigantes conforman la clase de luminosidad I, que se divide en las subclases Ia e Ib [6] , que se refieren respectivamente a las supergigantes más y menos brillantes. Las supergigantes con la luminosidad más alta se distinguen en un tipo separado: las hipergigantes [8] [5] [9] . Rigel es una supergigante azul , Betelgeuse es una roja y Polaris es una supergigante amarilla [5] [6] .

Las estrellas que se vuelven supergigantes en el curso de su evolución (ver más abajo ) tienen una masa inicial de al menos 8–10 M ⊙ [10] . De esto se deduce que las supergigantes son estrellas muy jóvenes, su vida útil no supera los millones de años [3] [5] . Pertenecen al disco delgado de la Galaxia y pertenecen a la población I [11] [12] .

Debido al gran radio, las supergigantes tienen una aceleración de caída libre baja  : para las supergigantes rojas puede ser de 10 −2 m/s 2 [13] , y las densidades muy bajas [14] son ​​las más bajas para las supergigantes rojas, alrededor de 10 −7 g /cm 3 [6] . Esto lleva al hecho de que los espectros de estas estrellas tienen líneas espectrales muy estrechas y profundas , y las propias supergigantes tienen un fuerte viento estelar y frecuentes eyecciones de materia al espacio [2] [4] [5] .

Casi todas las supergigantes son estrellas variables de varios tipos [5] . Por ejemplo, las supergigantes azules pueden ser variables de color azul brillante , las amarillas pueden ser Cefeidas clásicas y las supergigantes rojas pueden ser Miras [15] [16] .

Evolución

La evolución de las supergigantes también difiere de la evolución de las estrellas menos masivas. Las estrellas que han agotado el hidrógeno en sus núcleos abandonan la secuencia principal y continúan quemándolo en una capa alrededor del núcleo. Las diferencias aparecen en esta etapa: si las estrellas con una masa de menos de 10 M ⊙ alcanzan el límite de Hayashi y entran en la rama gigante roja , después de lo cual comienzan a quemar helio en el núcleo, entonces en estrellas más masivas, el helio se enciende incluso cuando la estrella no ha alcanzado el límite de Hayashi, tiene una temperatura suficientemente alta y es una supergigante azul. Al mismo tiempo, las estrellas masivas no aumentan mucho la luminosidad, ya que para ellas ya es casi crítica , aunque aumentan de tamaño y continúan enfriándose gradualmente [10] [17] [18] .

Después del agotamiento del helio en el núcleo de una estrella, allí comienza gradualmente la combustión nuclear del carbono , y el helio continúa ardiendo alrededor del núcleo. Además, de manera similar, comienzan a ocurrir otras reacciones nucleares en el núcleo y se producen nuevos elementos, hasta el hierro (ver más abajo ). En una estrella se forman muchas capas de diferentes elementos químicos, en cuyos límites se producen reacciones nucleares [19] [20] . La duración de la etapa supergigante es aproximadamente una décima parte de la vida ya corta de una estrella: no más de millones de años, y la mayor parte de este tiempo la estrella quema helio en el núcleo, y las fases restantes de la nucleosíntesis duran no más de varios mil años [3] [21] [22] .

En las estrellas más masivas de la rama gigante asintótica  —con masas de 8–10 M ⊙— se acumula suficiente carbono  en una determinada etapa de su evolución y se produce una detonación de carbono , por lo que la estrella, si permanece intacta, también comienza a quemar carbono y evoluciona como una supergigante [23] [ 24] [25] . Estas estrellas se consideran intermedias entre las supergigantes más masivas y las estrellas menos masivas de la rama gigante asintótica [26] [27] .

En cualquier caso, la evolución observable externamente puede proceder de diferentes maneras y depende de muchos factores. Si la estrella logra mantener sus capas externas, entonces su expansión continúa, se vuelve roja y se convierte primero en supergigante amarilla y luego en roja. Si una estrella pierde la mayor parte de su caparazón debido a un fuerte viento estelar o a la atracción de otra estrella en un sistema binario cercano , eleva la temperatura y puede volver a convertirse en una supergigante azul o incluso en una estrella Wolf-Rayet . Sin embargo, la pérdida de parte de la envoltura no impide que la estrella se expanda nuevamente y se convierta en una supergigante roja [4] [10] [28] .

Nucleosíntesis

Varias etapas de la nucleosíntesis en los núcleos de estrellas de diferentes masas [29]
Escenario Duración de la etapa en años
15M⊙ _ _ 20M⊙ _ _ 25M⊙ _ _
Hidrógeno ardiente 1.1⋅10 7 7.5⋅10 6 5.9⋅10 6
quema de helio 1.4⋅10 6 9.3⋅10 5 6.8⋅10 5
Carbono ardiente 2600 1400 970
quema de neón 2.0 1.5 0.77
oxigeno ardiente 2.5 0.79 0.33
Quema de silicio 0.29 0.031 0.023

Los procesos de nucleosíntesis en supergigantes son complejos y variados. Varias reacciones ocurren secuencialmente en sus núcleos, en los que se producen elementos químicos, hasta el hierro : lo crean estrellas con masas de al menos 10–15 M ⊙ . La síntesis de elementos más pesados ​​es energéticamente desfavorable, por lo que no puede continuar [30] [24] .

Una de las características de estos procesos es que las últimas etapas de la nucleosíntesis se completan muy rápidamente, en un período del orden de varios años o menos. Al mismo tiempo, el tiempo durante el cual una estrella puede cambiar suficientemente su tamaño, temperatura y luminosidad corresponde a la escala de tiempo térmico , que para las supergigantes es de unos 10 2 -10 3 años. En consecuencia, durante estos procesos, las características externas de la estrella prácticamente no cambian, y la radiación de neutrinos comienza a desempeñar un papel importante en la transferencia del aumento del flujo de energía desde el núcleo [31] .

Carbón ardiente

Después de que el helio se agota en el núcleo de una estrella, se contrae, y cuando la temperatura alcanza 0,3–1,2⋅10 9 K , comienza en ella la combustión nuclear de carbono [32] :

El isótopo de magnesio se encuentra en un estado excitado , por lo tanto, puede decaer de una de las siguientes formas [32] :

Es también durante esta etapa que los neutrinos comienzan a jugar un papel decisivo en la transferencia de energía desde el núcleo [32] .

Neón ardiente

Cuando se completa la combustión del carbono, el núcleo de la estrella se compone principalmente de oxígeno (0,7 masas del núcleo), neón (0,2-0,3 masas del núcleo) y magnesio. Entre estas partículas, el oxígeno tiene la barrera de Coulomb más baja , pero debido a la presencia de fotones de alta energía en el núcleo, las reacciones endotérmicas que involucran al neón están disponibles a una temperatura más baja de 1.2–1.9⋅10 9 K [33] :

Sin embargo, la liberación de energía de otras reacciones que ocurren al mismo tiempo hace que la etapa de combustión de neón sea exotérmica [33] .

Oxígeno ardiente

Cuando la temperatura en el núcleo alcanza 1.5–2.6⋅10 9 K , comienza la combustión nuclear del oxígeno [34] :

El núcleo de azufre puede decaer de la siguiente manera [34] :

Silicio ardiente

La combustión nuclear del silicio comienza cuando la temperatura en el núcleo alcanza los 2,3⋅10 9 K y se forma el hierro . Parte del silicio pasa por reacciones de fotodesintegración [35] :

Las partículas alfa , así formadas, participan en el proceso alfa , cuyo producto final son los núcleos de níquel . Como resultado de la doble desintegración beta , sus núcleos se convierten en núcleos de hierro [35] [36] :

Una reacción directa es improbable debido al hecho de que la barrera de Coulomb es demasiado grande [36] .

Sin embargo, los elementos formados se escinden como resultado de la fotodesintegración, pero el equilibrio entre la síntesis y la escisión de todos los elementos en el núcleo se alcanza solo cuando el núcleo se convierte en su mayor parte en hierro. Este estado se llama equilibrio estadístico nuclear ( eng.  eqilibrium estadístico nuclear ) [35] [37] .

Colapso del núcleo

Cuando el núcleo de una estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear, debido a procesos de fotodisociación y efectos relativistas , el índice adiabático de su núcleo cae por debajo de 4/3. Como consecuencia del teorema del virial , el núcleo es incapaz de equilibrar su peso con la presión y comienza a contraerse. Inicialmente, la contracción no es muy rápida, en la escala de tiempo térmico , y el flujo de neutrinos también aumenta significativamente [24] [38] [39] . Sin embargo, las estrellas con masas de 8–10 M ⊙ pueden evitar esto y, habiendo perdido su envoltura, se convierten en una nebulosa planetaria y luego en una enana blanca , como las estrellas de la rama gigante asintótica [40] .

A medida que el núcleo se vuelve más denso, comienza a producirse en él la neutronización de la materia y hay menos electrones en él. Dado que los electrones libres contribuyen significativamente a la presión, la neutronización reduce la presión en el núcleo y se acelera la compresión. Además, la fotodisociación conduce a la aparición de aún más partículas alfa y el exponente adiabático disminuye aún más. El núcleo comienza a colapsar y en unos pocos milisegundos alcanza una densidad del orden de 10 14 g/cm 3  - esta es la densidad de una estrella de neutrones [39] .

En este punto, el material se vuelve incompresible y el colapso se detiene abruptamente. Al mismo tiempo, el núcleo rebota y choca con las capas exteriores, generando una onda de choque , cuya energía es del orden de 10 45 -10 46 J. Teniendo en cuenta que en un medio tan denso, los neutrinos pueden ya no sale del núcleo y se lleva parte de la energía, la onda de choque con alta velocidad arroja la capa de la estrella - se obtiene una explosión de supernova tipo II , y la estrella sigue siendo una estrella de neutrones o un agujero negro [39] .

Una explosión de supernova conduce al hecho de que el espacio circundante se enriquece con elementos que se produjeron durante la vida de una estrella, así como durante una explosión de supernova durante la nucleosíntesis explosiva . La determinación cuantitativa de la masa de materia expulsada es difícil, pero se sabe que las supernovas generadas por las supergigantes son el principal proveedor de helio y elementos alfa del medio interestelar [39] .

Notas

  1. ↑ Fiesta de MW. Una discusión sobre NGC 4755 y algunos otros cúmulos jóvenes en la Galaxia y las Nubes de Magallanes . - 1964. - T. 20 . - S. 22 .
  2. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
  3. ↑ 1 2 3 Estrella  supergigante . Enciclopedia Britannica . Consultado el 23 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 26 de noviembre de 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Darling D. Supergigante . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 23 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 7 de enero de 2018.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Jungelson L. R. Supergigantes . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 23 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 9 de mayo de 2021.
  6. ↑ 1 2 3 4 Zombeck MV Manual de astronomía espacial y astrofísica  (ing.) 65-73. Prensa de la Universidad de Cambridge . Consultado el 23 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2010.
  7. ↑ JR Sowell, M. Trippe, SM Caballero-Nieves, N. Houk. Diagramas HR basados ​​en las estrellas HD del catálogo espectral de Michigan y el catálogo de Hipparcos  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2007. - 1 de septiembre (vol. 134). - Pág. 1089-1102. — ISSN 0004-6256 . -doi : 10.1086/ 520060 . Archivado el 4 de mayo de 2019.
  8. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 377-378.
  9. ↑ Clase de luminosidad de Morgan-Keenan . astronomy.swin.edu.au . Consultado el 23 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 10 de abril de 2021.
  10. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , pág. 159-161.
  11. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 440.
  12. ↑ Darling D. Población I. Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 24 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 25 de enero de 2021.
  13. ↑ Levesque EM, Massey P., Olsen KAG, Plez B., Josselin E. La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: genial, pero no tan genial como pensábamos  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2005. - Agosto ( vol. 628 (vol. 628, edición 2 ). - P. 973–985 . - ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/430901 Archivado desde el original el 9 de marzo de 2021 .
  14. ↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 212.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 250, 282-283.
  16. ↑ Surdin, 2015 , pág. 165-166.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 174.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 250.
  19. ↑ Surdin, 2015 , pág. 154-157.
  20. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 250-251.
  21. ↑ Yungelson L. R. Gigantes y supergigantes rojas . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 24 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 18 de mayo de 2021.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 214-224.
  23. ↑ Surdin, 2015 , pág. 154-159.
  24. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , págs. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 189.
  26. ↑ Siess L. Evolución de estrellas AGB masivas - I. Fase de combustión de carbono  // Astronomía y astrofísica  . - Bristol: EDP Sciences , 2006. - 1 de marzo (vol. 448 ( edición 2 ). - P. 717–729. - ISSN 1432-0746 0004-6361 , .1432-0746 Archivado desde el original el 25 de abril , 2021 .
  27. ↑ Poelarends AJT, Herwig F., Langer N., Heger A. The Supernova Channel of Super-AGB Stars  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2008. - 1 de marzo (vol. 675). - Pág. 614-625. — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 520872 . Archivado desde el original el 7 de octubre de 2019.
  28. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 250, 256.
  29. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 216.
  30. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 214-224, 239.
  31. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 216-217.
  32. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 217-219.
  33. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 219-220.
  34. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 220-221.
  35. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 221-222.
  36. ↑ 1 2 Ryzhov V. N. Nucleosíntesis estelar: la fuente del origen de los elementos químicos . Astronet . Consultado el 24 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 5 de diciembre de 2018.
  37. ↑ 7.4 Neutronización de la materia y pérdida de estabilidad estelar. . Astronet . Consultado el 25 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 8 de enero de 2020.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 414.
  39. ↑ 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 222-224.
  40. ↑ Surdin, 2015 , pág. 156.

Literatura

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Curso general de astronomía. — 2º, corregido. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomía: siglo XXI. - 3ra ed. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía  fundamental . — 5ª edición. - Berlín - Heidelberg - N. Y. : Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  • Salaris M., Cassisi S. Evolución de estrellas y poblaciones estelares  (inglés) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  Ir al elemento de Wikidata  diccionarios y enciclopedias