Westerlund 1 W26

Westerlund 1 W26 (comúnmente abreviado como W26 ) o Westerlund 1 BKS AS es una estrella supergigante roja o hipergigante ^{[ 5 ] [ 6 ]} (RSG o RHG) ubicada en las afueras del cúmulo estelar Westerlund 1. Es una de las estrellas más grandes conocidas y la estrella supergigante más luminosa descubierta hasta ahora, con un radio calculado en más de mil veces el radio solar y una luminosidad de más de 200 000 veces la luminosidad solar . Si se colocara en el centro del Sistema Solar , su fotosfera engulliría la órbita de Júpiter .

Westerlund 1 fue descubierto por Bengt Westerlund en 1961 durante un estudio infrarrojo en la Zona de Evitación del cielo, y descrito como "un cúmulo fuertemente enrojecido en Ara". Los tipos espectrales de las estrellas que lo componen no pudieron determinarse en ese momento, excepto para la estrella más brillante, que tentativamente se consideró de tipo M. ^{[ 13 ] [ 14 ]}

En 1969, Borgman , Kornneef y Slingerland realizaron un estudio fotométrico del cúmulo y asignaron letras a las estrellas que midieron. A esta estrella, identificada como una fuente de radio fuerte, se le asignó la letra "A". ^{[ 15 ]} Esto lleva a la designación Westerlund 1 BKS A utilizada por Simbad, aunque el cúmulo no era conocido como Westerlund 1 en ese momento. En ese momento se le conocía como Ara A, con otra fuente de radio fuerte en el cúmulo llamada Ara C. Su brillo en el espectro de radio la convierte en una de las raras "estrellas de radio". Westerlund realizó observaciones espectroscópicas del cúmulo, aún no conocido como Westerlund 1, publicadas en 1987 y numeró las estrellas, dando el número 26 y el tipo espectral M2I. ^{[ 14 ]} Westerlund también descubrió varias supergigantes rojas que residen en la Gran Nube de Magallanes (junto con algunas estrellas en primer plano) en la constelación Dorado , entre las que destacan WOH G64 A y HV 888 (WOH S140).

La terminología moderna proviene de 1998, cuando el cúmulo fue denominado Westerlund 1 (Wd1), con un artículo que describía a Ara A como la estrella 26 y a Ara C como la estrella 9. ^{[ 16 ]}

W26 se clasifica como una supergigante fría luminosa. Ocupa la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . Su baja temperatura implica que emite una parte significativa de su energía en el espectro infrarrojo . La estrella está casi oscurecida en longitudes de onda visibles por una extinción de alrededor de 13 magnitudes debido al polvo interestelar , ^{[ 3 ]} _{por lo que se ha estudiado extensamente en longitudes de onda más largas ,} desde el infrarrojo hasta las radios, lo que facilitó su estudio. Basándose en estimaciones de radios superiores a 1500 R☉ de 2013, también se la ha descrito como la estrella más grande conocida , ^{[ 17 ] [ 18 ]} a pesar de otros candidatos conocidos (como VY Canis Majoris y WOH G64 A ) ^{[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]} y también de estimaciones mayores dadas para otras pocas supergigantes rojas en ese momento, como UY Scuti . ^{[ 22 ]} 

El tipo espectral de W26 la identifica como una estrella roja de alta luminosidad. También se ha observado que cambia su clase espectral (y por lo tanto su temperatura) durante varios períodos, pero no se ha observado que cambie su luminosidad. ^{[ 4 ]} La variabilidad espectral no es una característica común entre las supergigantes rojas, aunque otros ejemplos notables incluyen VX Sagittarii y HV 11423. [ ^{23 ] Esto} sugiere que la estrella está fuera del equilibrio hidrostático en la zona prohibida de Hayashi , lo que resulta en una enorme pérdida de masa de material atmosférico. ^{[ 23 ] [ 4 ]} Todo esto indica que es una supergigante roja altamente evolucionada que experimenta niveles extremos de pérdida de masa y puede evolucionar aún más hacia una supergigante más caliente. ^{[ 4 ]} Su viento estelar contiene componentes moleculares, con H₂ máseresde OySiO con velocidades consistentes con las de una supergigante roja. ^{[ 4 ]} A pesar de ello, esos máseres son mucho menos intensos que los de otras hipergigantes rojas cercanas y aisladas, posiblemente debido a perturbaciones ambientales de su cúmulo progenitor. ^{[ 4 ]}

En 2013, la luminosidad bolométrica de W26 se calculó a partir de su brillo infrarrojo en banda K, _resultando ser 380 000 o 320 000 veces mayor que la del Sol ( L☉ ), dependiendo del tipo espectral entre M2 y M5. Estas luminosidades implican un radio 1530 o 1580 veces mayor que el radio del Sol ( R☉ ) ^[ ₄ ^] basado en temperaturas efectivas supuestas de 3660 o 3450 K para ^los tipos espectrales M2 y M5 respectivamente. ^{[ 24 ] [ 4 ]} Estos parámetros hacen de W26 una de las supergigantes rojas más luminosas y tardías , y son similares a los estimados para otra estrella supergigante roja notable, VY Canis Majoris . ^{[ 4 ]} Esto también es consistente con que W26 experimente un mayor nivel de inestabilidad y una tasa de pérdida de masa superior a la de cualquier supergigante roja típica. ^{[ 4 ]}

Un cálculo anterior de la luminosidad y la temperatura, ajustando la distribución de energía espectral y basándose en el espectro mediante el modelo DUSTY, dio una luminosidad mucho mayor, cercana a _1.100.000 L☉ , considerablemente más luminosa de lo esperado para una supergigante roja. El modelo también dio una temperatura fotosférica de 3700  K , correspondiente a un radio de 2519 R☉ , lo que da como resultado un volumen 16 mil millones de veces mayor que el del Sol . ^{[ 25 ] [ a ]} _{Esto hace que} W26 tenga las propiedades más extremas entre todas las supergigantes rojas seleccionadas en una muestra (que incluye otras RSG Wd 1), siendo la supuesta Stephenson 2 DFK 1 la segunda. ^{[ 25 ]} 

• Mu Cephei
• RSGC1
  • RSGC1-F01
  • RSGC1-F02
  • RSGC1-F13

• MacKey, Jonathan; Castro, Norberto; Fossati, Luca; Langer, Norbert (2015). "Gas frío en cúmulos estelares calientes: El viento de la supergigante roja W26 en Westerlund 1". Astronomía y Astrofísica . 582 : A24. arXiv : 1508.07003 . Bibcode : 2015A & A...582A..24M . doi : 10.1051/0004-6361/201526159 . S2CID 54683876 .