supergigante amarilla

Una supergigante amarilla ( YSG ) es una estrella , generalmente de tipo espectral F o G, con una luminosidad de clase supergigante (por ejemplo, Ia o Ib). Son estrellas que han evolucionado alejándose de la secuencia principal , expandiéndose y volviéndose más luminosas.

Las supergigantes amarillas son más calientes y pequeñas que las supergigantes rojas ; algunos ejemplos visibles a simple vista son Polaris , Alpha Leporis , Alpha Persei , Delta Canis Majoris e Iota¹ Scorpii . Muchas de ellas son estrellas variables, principalmente cefeidas pulsantes como la propia δ Cephei .

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

Enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

Las supergigantes amarillas generalmente tienen tipos espectrales F y G, aunque a veces se incluyen estrellas A tardías o K tempranas. ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]} Estos tipos espectrales se caracterizan por líneas de hidrógeno que son muy fuertes en la clase A, debilitándose a través de F y G hasta ser muy débiles o estar ausentes en la clase K. Las líneas de calcio H y K están presentes en los espectros A tardíos, pero son más fuertes en la clase F, y más fuertes en la clase G, antes de debilitarse nuevamente en las estrellas más frías. Las líneas de metales ionizados son fuertes en la clase A, más débiles en las clases F y G, y están ausentes en las estrellas más frías. En la clase G, también se encuentran líneas de metales neutros, junto con bandas moleculares de CH. ^{[ 4 ]}

Las supergigantes se identifican en la clasificación espectral de Yerkes mediante las clases de luminosidad Ia e Ib, aunque a veces se utilizan clases intermedias como Iab e Ia/ab. Estas clases de luminosidad se asignan utilizando líneas espectrales sensibles a la luminosidad. Históricamente, se han utilizado las intensidades de las líneas Ca H y K para las estrellas amarillas, así como las intensidades de varias líneas metálicas. ^{[ 6 ]} Las líneas de oxígeno neutro, como el  triplete de 777,3 nm, también se han utilizado, ya que son extremadamente sensibles a la luminosidad en un amplio rango de tipos espectrales. ^{[ 7 ]} Los modelos atmosféricos modernos pueden ajustar con precisión todas las intensidades y perfiles de las líneas espectrales para dar una clasificación espectral, o incluso pasar directamente a los parámetros físicos de la estrella, pero en la práctica las clases de luminosidad todavía se asignan generalmente por comparación con estrellas estándar. ^{[ 4 ]}

Algunas estrellas estándar espectrales supergigantes amarillas: ^{[ 8 ]}

• F0 Ib: α Leporis
• F2 Ib: 89 Herculis
• F5 Ib: α Persei
• F8 Ia: δ Canis Majoris
• G0 Ib: μ Persei
• G2 Ib: α Aquarii
• G5 Ib: 9 Pegaso
• G8 Ib: ε Geminorum

Las supergigantes amarillas tienen un rango de temperaturas relativamente estrecho que corresponde a sus tipos espectrales, desde aproximadamente 4000 K hasta 7000 K. ^{[ 9 ]} Sus luminosidades varían desde aproximadamente 1000 L _☉ en adelante, y las estrellas más luminosas superan los 100 000 L _☉ . Las altas luminosidades indican que son mucho más grandes que el Sol, desde aproximadamente 30 R _☉ hasta varios cientos de R _☉ . ^{[ 10 ]}    

_{Las masas de las} supergigantes amarillas varían enormemente, desde menos que la del Sol para estrellas como W Virginis , hasta 20 M☉ o más (por ejemplo, V810 Centauri ). Las gravedades superficiales correspondientes (log(g) cgs) rondan entre 1 y 2 para las supergigantes de alta masa, pero pueden llegar a ser tan bajas como 0 para las supergigantes de baja masa. ^{[ 9 ] [ 11 ]} 

Las supergigantes amarillas son estrellas raras, mucho menos comunes que las supergigantes rojas y las estrellas de la secuencia principal . En M31 (Galaxia de Andrómeda) , se observan 16 supergigantes amarillas asociadas a la evolución de estrellas de clase O, de las cuales hay alrededor de 25 000 visibles. ^{[ 12 ]}

Muchas supergigantes amarillas se encuentran en una región del diagrama HR conocida como la franja de inestabilidad, debido a que sus temperaturas y luminosidades las hacen dinámicamente inestables. La mayoría de las supergigantes amarillas observadas en la franja de inestabilidad son variables cefeidas , llamadas así por δ Cephei , que pulsan con periodos bien definidos relacionados con sus luminosidades. Esto significa que pueden usarse como candelas estándar para determinar la distancia de las estrellas conociendo solo su periodo de variabilidad. Las cefeidas con periodos más largos son más frías y más luminosas. ^{[ 13 ]}

Se han identificado dos tipos distintos de variables cefeidas, que presentan diferentes relaciones período-luminosidad : las variables cefeidas clásicas son estrellas jóvenes y masivas de población I ; las cefeidas de tipo II son estrellas más antiguas de población II con masas bajas, incluyendo las variables W Virginis , las variables BL Herculis y las variables RV Tauri . Las cefeidas clásicas son más luminosas que las cefeidas de tipo II con el mismo período. ^{[ 14 ]}

Las variables R Coronae Borealis suelen ser supergigantes amarillas, pero su variabilidad se produce por un mecanismo diferente al de las Cefeidas. A intervalos irregulares, se oscurecen por la condensación de polvo alrededor de la estrella y su brillo disminuye drásticamente. ^{[ 15 ]}

Las supergigantes son estrellas que han evolucionado fuera de la secuencia principal tras agotar el hidrógeno de sus núcleos. Las supergigantes amarillas constituyen un grupo heterogéneo de estrellas que abarcan las categorías estándar del diagrama HR en distintas etapas de su evolución.

Las estrellas con una masa superior a 8–12 M☉ pasan unos pocos millones de años en la secuencia principal como estrellas _de clase O y B tempranas hasta que el hidrógeno denso de sus núcleos se agota. Entonces se expanden y enfrían para convertirse en supergigantes. Pasan unos miles de años como supergigantes amarillas mientras se enfrían, y luego pasan de uno a cuatro millones de años como supergigantes rojas, por lo general. Las supergigantes constituyen menos del 1 % de las estrellas, aunque en proporciones diferentes durante las primeras eras visibles del universo. Las fases relativamente breves y la concentración de materia explican la rareza de estas estrellas. ^{[ 16 ]} 

Algunas supergigantes rojas experimentan un bucle azul , recalentándose temporalmente y convirtiéndose en supergigantes amarillas o incluso azules antes de enfriarse de nuevo. Los modelos estelares muestran que los bucles azules dependen de composiciones químicas particulares y otras suposiciones, pero son más probables en estrellas de baja masa de supergigante roja. Al enfriarse por primera vez o al realizar un bucle azul suficientemente prolongado, las supergigantes amarillas cruzarán la franja de inestabilidad y pulsarán como variables cefeidas clásicas con periodos de alrededor de diez días o más. ^{[ 17 ] [ 18 ]}

Las estrellas de masa intermedia abandonan la secuencia principal enfriándose a lo largo de la rama de subgigantes hasta alcanzar la rama _de gigantes rojas . Las estrellas con una masa superior a aproximadamente 2 M☉ poseen un núcleo de helio suficientemente grande como para iniciar la fusión antes de degenerar. Estas estrellas describirán un bucle azul. 

Para masas entre aproximadamente 5 M☉ y 12 M☉ , el bucle _azul puede extenderse a tipos espectrales F y G con luminosidades que alcanzan _los 1000 L☉ _{. Estas estrellas pueden desarrollar clases de luminosidad de supergigantes, especialmente si pulsan. Cuando estas estrellas cruzan la franja de} inestabilidad, pulsan como cefeidas de período corto. Los bucles azules en estas estrellas pueden durar alrededor de 10 millones de años, por lo que este tipo de supergigante amarilla es más común que los tipos más luminosos. ^{[ 19 ] [ 20 ]}   

Las estrellas con masas similares a la del Sol desarrollan núcleos de helio degenerados después de abandonar la secuencia principal y ascender hasta la punta de la rama de las gigantes rojas, donde encienden el helio en un instante . Luego fusionan el helio del núcleo en la rama horizontal con luminosidades demasiado bajas para ser consideradas supergigantes.

Las estrellas que abandonan la mitad azul de la rama horizontal para ser clasificadas en la rama gigante asintótica (AGB) pasan por las clasificaciones amarillas y pulsarán como variables BL Herculis . A estas estrellas amarillas se les puede dar una clase de luminosidad de supergigante a pesar de sus bajas masas, pero asistida por pulsación luminosa. En la AGB, los pulsos térmicos de la envoltura de fusión de helio de las estrellas pueden causar un bucle azul a través de la franja de inestabilidad. Estas estrellas pulsarán como variables W Virginis y nuevamente pueden ser clasificadas como supergigantes amarillas de luminosidad relativamente baja. ^{[ 14 ]} Cuando la envoltura de fusión de hidrógeno de una estrella de masa baja o intermedia de la AGB se acerca a su superficie, las capas exteriores frías se pierden rápidamente, lo que hace que la estrella se caliente, convirtiéndose finalmente en una enana blanca . Estas estrellas tienen masas menores que el sol, pero luminosidades que pueden ser _de 10 000 L☉ o más, por lo que se convertirán en supergigantes amarillas por un corto tiempo. Se cree que las estrellas post-AGB pulsan como variables RV Tauri cuando cruzan la franja de inestabilidad. ^{[ 21 ]} 

El estado evolutivo de las variables supergigantes amarillas R Coronae Borealis no está claro. Podrían ser estrellas post-AGB reactivadas por un destello tardío de helio en la envoltura, o podrían haberse formado a partir de fusiones de enanas blancas . ^{[ 22 ]}

Se espera que las supergigantes amarillas de formación primaria maduren hasta la etapa de supergigante roja sin ninguna supernova. Los núcleos de algunas supergigantes amarillas posteriores a la etapa de supergigante roja podrían colapsar y desencadenar una supernova. Se han asociado algunas supernovas con progenitores aparentes de supergigantes amarillas que no son lo suficientemente luminosos como para ser supergigantes posteriores a la etapa de supergigante roja. Si se confirman estos casos, entonces debe encontrarse una explicación de cómo una estrella de masa moderada que aún conserva un núcleo de helio podría causar una supernova de colapso de núcleo. El candidato obvio en tales casos es siempre algún tipo de interacción binaria. ^{[ 23 ]}

Según informes de astrónomos chinos del siglo II/I a. C., la supergigante roja Betelgeuse fue descrita como amarilla, lo que sugiere que podría haber sido una supergigante amarilla en ese momento. ^{[ 24 ] [ 25 ]}

Las supergigantes amarillas particularmente luminosas e inestables suelen agruparse en una clase aparte de estrellas denominadas hipergigantes amarillas. Se cree que la mayoría de estas son estrellas post-supergigantes rojas, estrellas muy masivas que han perdido una porción considerable de sus capas exteriores y que ahora están evolucionando para convertirse en supergigantes azules y estrellas Wolf-Rayet . ^{[ 26 ]}