Supergigante
Las estrellas supergigantes (supergiant stars en inglés) son estrellas con masas comprendidas entre 10 y 50 masas solares y enormes dimensiones, que en el caso de las supergigantes rojas pueden ser del orden de 1000 veces la del Sol. Ocupan la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell. En la clasificación espectral de Yerkes son de clase de luminosidad Ia (las supergigantes más luminosas), o Ib (las menos luminosas). Sus magnitudes absolutas bolométricas típicas van desde -5 a -12. Las supergigantes extremadamente luminosas suelen clasificarse como hipergigantes (clase 0).
Abscisas: Tipo espectral / Ordenadas: Magnitud absoluta
0 Hipergigantes. Ia, Ib Supergigantes. II Gigantes luminosas. III Gigantes. IV Subgigantes. V Secuencia principal. VI Subenanas. VII Enanas blancas.
Características
El radio de las supergigantes puede estar entre los 30 y los 500 radios solares, aunque en ocasiones puede superar los 1000 radios solares. La Ley de Stefan-Boltzmann establece que las superficies relativamente frías de las supergigantes rojas irradian menos energía por unidad de área que las de las supergigantes azules; así pues, para una luminosidad dada, las supergigantes rojas son más grandes que sus homólogas azules.
Debido a su gran masa, consumen energía a un ritmo muy elevado, siendo muy luminosas; por ejemplo, Naos (ζ Puppis) posee una luminosidad de cerca de un millón de veces la del Sol. Por otra parte, tienen una vida breve, agotando su combustible nuclear en unos pocos millones de años y explotando como supernovas al final de sus vidas.
Las supergigantes pueden pertenecer a diversas clases espectrales, desde las jóvenes supergigantes azules, pertenecientes a la clase O, hasta las evolucionadas supergigantes rojas, de clase M. Rígel (β Orionis), la estrella más brillante de la constelación de Orión, es una típica supergigante blanco-azulada, mientras que Betelgeuse (α Orionis) y Antares (α Scorpii) son supergigantes rojas.
Distribución
Como son de corta vida, las estrellas supergigantes principalmente se observan en estructuras cósmicas de poca edad, como los cúmulos abiertos jóvenes, los brazos de las galaxias espirales y las galaxias irregulares. Por lo general, son menos abundantes en los bulbos galácticos, y son raramente observadas en galaxias elípticas o cúmulos globulares, los cuales están constituidos por estrellas viejas.
El estudio de las supergigantes es un área de investigación intensa, que se ve dificultada por factores como la pérdida de masa estelar. Es por ello que su estudio no se circunscribe a estrellas individuales, sino que la tendencia actual es estudiar cúmulos de estrellas para luego comparar la distribución de los modelos resultantes con las distribuciones de supergigantes observadas en galaxias como las Nubes de Magallanes.
Se piensa que la mayoría de las estrellas progenitoras de las supernovas tipo II son supergigantes rojas. Sin embargo, la progenitora de la Supernova 1987A fue una supergigante azul, aunque se cree que antes fue una supergigante roja que expulsó su envoltura exterior por medio de un fuerte viento estelar.
Principales supergigantes
En la siguiente tabla figuran las supergigantes más brillantes para el observador terrestre.
| Nombre | Denominación de Bayer | Magnitud aparente | Tipo espectral | Radio (Rsol) | Luminosidad* (Lsol) |
|---|---|---|---|---|---|
| Rigel | β Orionis | 0,12 | B8Iab: | 70 | 66.000 |
| Betelgeuse | α Orionis | 0,58 | M2Iab: | 630 | 63.000 |
| Antares | α Scorpii | 1,09 | M1.5Iab-b | 700 | 70.000 |
| Deneb | α Cygni | 1,25 | A2Iae | 108-114 | 54.400 |
| Adhara | ε Canis Majoris | 1,51 | B2Iab: | 11,4 | 20.000 |
| Alnilam | ε Orionis | 1,70 | B0Iab: | 31 | 375.000 |
| Mirfak | α Persei | 1,79 | F5Iab: | 62 | 5.400 |
Las estrellas más grandes conocidas, en términos de tamaño físico (no de masa o luminosidad), son las supergigantes VY Canis Majoris, VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagittarii, KY Cygni y μ Cephei (la estrella granate de Herschel).