Supergigante - Supergiant
Supergigantes se encuentran entre las más masivas y más luminosas estrellas . Las estrellas supergigantes ocupan la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell con magnitudes visuales absolutas entre −3 y −8. El rango de temperatura de las estrellas supergigantes se extiende desde aproximadamente 3.400 K hasta más de 20.000 K.
Definición
El título de supergigante, aplicado a una estrella, no tiene una definición concreta única. El término estrella gigante fue acuñado por primera vez por Hertzsprung cuando se hizo evidente que la mayoría de las estrellas caían en dos regiones distintas del diagrama de Hertzsprung-Russell . Una región contenía estrellas más grandes y luminosas de los tipos espectrales A a M y recibió el nombre de gigante . Posteriormente, ya que carecían de cualquier paralaje mensurable, se hizo evidente que algunas de estas estrellas eran significativamente más grandes y más luminosa que el grueso, y el término supergigante surgió, rápidamente adoptado como supergigante .
Clase de luminosidad espectral
Las estrellas supergigantes se pueden identificar sobre la base de sus espectros, con líneas distintivas sensibles a la alta luminosidad y la baja gravedad de la superficie . En 1897, Antonia C. Maury había dividido las estrellas basándose en el ancho de sus líneas espectrales, con su clase "c" identificando las estrellas con las líneas más estrechas. Aunque no se supo en ese momento, estas eran las estrellas más luminosas. En 1943, Morgan y Keenan formalizaron la definición de clases de luminosidad espectral, con la clase I refiriéndose a las estrellas supergigantes. El mismo sistema de clases de luminosidad MK todavía se usa hoy en día, con refinamientos basados en la mayor resolución de los espectros modernos. Las supergigantes se encuentran en todas las clases espectrales, desde las jóvenes supergigantes azules de clase O hasta las supergigantes rojas de clase M altamente evolucionadas . Debido a que están agrandados en comparación con las estrellas gigantes y de la secuencia principal del mismo tipo espectral, tienen menor gravedad en la superficie y se pueden observar cambios en sus perfiles lineales. Las supergigantes también son estrellas evolucionadas con niveles más altos de elementos pesados que las estrellas de la secuencia principal. Esta es la base del sistema de luminosidad MK que asigna estrellas a clases de luminosidad simplemente observando sus espectros.
Además de los cambios de línea debido a la baja gravedad de la superficie y los productos de fusión, las estrellas más luminosas tienen altas tasas de pérdida de masa y nubes resultantes de materiales circunestelares expulsados que pueden producir líneas de emisión , perfiles P Cygni o líneas prohibidas . El sistema MK asigna estrellas a clases de luminosidad: Ib para supergigantes; Ia para supergigantes luminosas; y 0 (cero) o Ia + para hipergigantes. En realidad, hay mucho más de un continuo que bandas bien definidas para estas clasificaciones, y clasificaciones como Iab se utilizan para supergigantes de luminosidad intermedia. Los espectros supergigantes se anotan con frecuencia para indicar peculiaridades espectrales , por ejemplo, B2 Iae o F5 Ipec .
Supergigantes evolutivas
Las supergigantes también se pueden definir como una fase específica en la historia evolutiva de ciertas estrellas. Las estrellas con masas iniciales superiores a 8-10 M ☉ inician rápida y suavemente la fusión del núcleo de helio después de haber agotado su hidrógeno, y continúan fusionando elementos más pesados después del agotamiento del helio hasta que desarrollan un núcleo de hierro, momento en el que el núcleo se colapsa para producir un Tipo II. supernova . Una vez que estas estrellas masivas abandonan la secuencia principal, sus atmósferas se inflan y se las describe como supergigantes. Las estrellas inicialmente por debajo de 10 M ☉ nunca formarán un núcleo de hierro y en términos evolutivos no se convertirán en supergigantes, aunque pueden alcanzar una luminosidad miles de veces superior a la del sol. No pueden fusionar carbono y elementos más pesados después de que se agota el helio, por lo que eventualmente pierden sus capas externas, dejando el núcleo de una enana blanca . La fase en la que estas estrellas tienen capas de combustión de hidrógeno y helio se conoce como la rama gigante asintótica (AGB), ya que las estrellas se convierten gradualmente en estrellas de clase M cada vez más luminosas. Las estrellas de 8-10 M ☉ pueden fusionar suficiente carbono en el AGB para producir un núcleo de oxígeno-neón y una supernova de captura de electrones , pero los astrofísicos las clasifican como estrellas super-AGB en lugar de supergigantes.
Categorización de estrellas evolucionadas
Hay varias categorías de estrellas evolucionadas que no son supergigantes en términos evolutivos, pero pueden mostrar características espectrales supergigantes o tener luminosidades comparables a las supergigantes.
Las estrellas de rama gigante asintótica (AGB) y post-AGB son gigantes rojas altamente evolucionadas de menor masa con luminosidades que pueden ser comparables a las supergigantes rojas más masivas, pero debido a su baja masa, se encuentran en una etapa diferente de desarrollo (capa de helio ardiendo), y sus vidas terminan de una manera diferente ( nebulosa planetaria y enana blanca en lugar de supernova), los astrofísicos prefieren mantenerlos separados. La línea divisoria se vuelve borrosa alrededor de 7-10 M ☉ (o tan alta como 12 M ☉ en algunos modelos) donde las estrellas comienzan a experimentar una fusión limitada de elementos más pesados que el helio. Los especialistas que estudian estas estrellas a menudo se refieren a ellas como estrellas súper AGB, ya que tienen muchas propiedades en común con las AGB, como la pulsación térmica. Otros los describen como supergigantes de baja masa, ya que comienzan a quemar elementos más pesados que el helio y pueden explotar como supernovas. Muchas estrellas post-AGB reciben tipos espectrales con clases de luminosidad supergigantes. Por ejemplo, RV Tauri tiene una clase de luminosidad Ia ( supergigante brillante ) a pesar de ser menos masivo que el sol. Algunas estrellas AGB también reciben una clase de luminosidad supergigante, sobre todo las variables W Virginis como la propia W Virginis, estrellas que están ejecutando un bucle azul provocado por pulsaciones térmicas . Un número muy pequeño de variables Mira y otras estrellas AGB tardías tienen clases de luminosidad supergigantes, por ejemplo, α Herculis .
Las variables cefeidas clásicas suelen tener clases de luminosidad supergigantes, aunque solo las más luminosas y masivas llegarán a desarrollar un núcleo de hierro. La mayoría de ellas son estrellas de masa intermedia que fusionan helio en sus núcleos y eventualmente pasarán a la rama gigante asintótica. La propia δ Cephei es un ejemplo con una luminosidad de 2000 L ☉ y una masa de 4,5 M ☉ .
Las estrellas Wolf-Rayet también son estrellas evolucionadas luminosas de gran masa, más calientes que la mayoría de las supergigantes y más pequeñas, visualmente menos brillantes pero a menudo más luminosas debido a sus altas temperaturas. Tienen espectros dominados por helio y otros elementos más pesados, que generalmente muestran poco o nada de hidrógeno, lo que es una pista de su naturaleza como estrellas incluso más evolucionadas que las supergigantes. Así como las estrellas AGB ocurren en casi la misma región del diagrama HR que las supergigantes rojas, las estrellas Wolf-Rayet pueden ocurrir en la misma región del diagrama HR que las supergigantes azules más calientes y las estrellas de la secuencia principal.
Las estrellas de la secuencia principal más masivas y luminosas son casi indistinguibles de las supergigantes en las que evolucionan rápidamente. Tienen temperaturas casi idénticas y luminosidades muy similares, y solo los análisis más detallados pueden distinguir las características espectrales que muestran que han evolucionado desde la secuencia principal estrecha de tipo O temprano hasta el área cercana de las supergigantes de tipo O tempranas. Estas primeras supergigantes de tipo O comparten muchas características con las estrellas WNLh Wolf-Rayet y, a veces, se las designa como estrellas de barra , intermedias entre los dos tipos.
Las estrellas de variables azules luminosas (LBV) se encuentran en la misma región del diagrama HR que las supergigantes azules, pero generalmente se clasifican por separado. Son estrellas evolucionadas, expandidas, masivas y luminosas, a menudo hipergigantes, pero tienen una variabilidad espectral muy específica, que desafía la asignación de un tipo espectral estándar. Los LBV observados solo en un momento particular o durante un período de tiempo cuando son estables, pueden simplemente designarse como supergigantes calientes o como LBV candidatos debido a su luminosidad.
Las hipergigantes se tratan con frecuencia como una categoría diferente de estrellas de las supergigantes, aunque en todos los aspectos importantes son simplemente una categoría más luminosa de supergigantes. Son estrellas evolucionadas, expandidas, masivas y luminosas como supergigantes, pero en el extremo más masivo y luminoso, y con propiedades adicionales particulares de sufrir una gran pérdida de masa debido a su extrema luminosidad e inestabilidad. Generalmente, solo las supergigantes más evolucionadas muestran propiedades hipergigantes, ya que su inestabilidad aumenta después de una gran pérdida de masa y cierto aumento de luminosidad.
Algunas estrellas B [e] son supergigantes, aunque otras estrellas B [e] claramente no lo son. Algunos investigadores distinguen los objetos B [e] como separados de las supergigantes, mientras que los investigadores prefieren definir las estrellas B [e] masivas evolucionadas como un subgrupo de supergigantes. Esto último se ha vuelto más común con el entendimiento de que el fenómeno B [e] surge por separado en varios tipos distintos de estrellas, incluidas algunas que claramente son solo una fase en la vida de las supergigantes.
Propiedades
Las supergigantes tienen masas de 8 a 12 veces el Sol ( M ☉ ) hacia arriba, y luminosidades de alrededor de 1000 a más de un millón de veces el Sol ( L ☉ ). Varían mucho en radio , generalmente de 30 a 500, o incluso más de 1000 radios solares ( R ☉ ). Son lo suficientemente masivas como para comenzar a quemar el núcleo de helio suavemente antes de que el núcleo se degenere, sin un destello y sin los fuertes dragados que experimentan las estrellas de menor masa. Pasan a encender sucesivamente elementos más pesados, generalmente hasta el final del planchado. También debido a sus grandes masas, están destinadas a explotar como supernovas .
La ley de Stefan-Boltzmann dicta que las superficies relativamente frías de las supergigantes rojas irradian mucha menos energía por unidad de área que las de las supergigantes azules ; así, para una luminosidad dada, las supergigantes rojas son más grandes que sus contrapartes azules. La presión de radiación limita las supergigantes frías más grandes a alrededor de 1.500 R ☉ y las supergigantes calientes más masivas a alrededor de un millón de L ☉ ( M bol alrededor de −10). Las estrellas cercanas y ocasionalmente más allá de estos límites se vuelven inestables, pulsan y experimentan una rápida pérdida de masa.
Gravedad superficial
La clase de luminosidad supergigante se asigna sobre la base de características espectrales que son en gran medida una medida de la gravedad de la superficie, aunque estas estrellas también se ven afectadas por otras propiedades como la microturbulencia . Las supergigantes suelen tener densidades superficiales de alrededor de log (g) 2,0 cgs e inferiores, aunque las gigantes brillantes (clase de luminosidad II) tienen densidades superficiales estadísticamente muy similares a las supergigantes Ib normales. Las supergigantes luminosas frías tienen menor gravedad superficial, y las estrellas más luminosas (e inestables) tienen log (g) alrededor de cero. Las supergigantes más calientes, incluso las más luminosas, tienen gravedad superficial alrededor de uno, debido a sus masas más altas y sus radios más pequeños.
Temperatura
Hay estrellas supergigantes en todas las clases espectrales principales y en todo el rango de temperaturas, desde estrellas de clase media M en alrededor de 3.400 K hasta las estrellas de clase O más calientes de más de 40.000 K. Las supergigantes generalmente no se encuentran más frías que las de clase M media. Esto se espera teóricamente ya que serían catastróficamente inestables; sin embargo, existen posibles excepciones entre estrellas extremas como VX Sagittarii .
Aunque existen supergigantes en todas las clases de O a M, la mayoría son de tipo espectral B, más que en todas las demás clases espectrales combinadas. Un grupo mucho más pequeño consiste en supergigantes de tipo G de muy baja luminosidad, estrellas de masa intermedia que queman helio en sus núcleos antes de alcanzar la rama gigante asintótica . Una agrupación distinta está formada por supergigantes de alta luminosidad en B temprano (B0-2) y muy tardío O (O9.5), más común incluso que las estrellas de secuencia principal de esos tipos espectrales.
El número relativo de supergigantes azules, amarillas y rojas es un indicador de la velocidad de la evolución estelar y se utiliza como una poderosa prueba de modelos de la evolución de estrellas masivas.
Luminosidad
Las supergigantes se encuentran más o menos en una banda horizontal que ocupa toda la parte superior del diagrama HR, pero hay algunas variaciones en diferentes tipos espectrales. Estas variaciones se deben en parte a diferentes métodos para asignar clases de luminosidad a diferentes tipos espectrales, y en parte a diferencias físicas reales en las estrellas.
La luminosidad bolométrica de una estrella refleja su salida total de radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. Para estrellas muy calientes y muy frías, la luminosidad bolométrica es dramáticamente más alta que la luminosidad visual, a veces varias magnitudes o un factor de cinco o más. Esta corrección bolométrica es de aproximadamente una magnitud para las estrellas B media, K tardía y M temprana, y aumenta a tres magnitudes (un factor de 15) para las estrellas O y M. media.
Todas las supergigantes son más grandes y luminosas que las estrellas de la secuencia principal de la misma temperatura. Esto significa que las supergigantes calientes se encuentran en una banda relativamente estrecha por encima de las estrellas brillantes de la secuencia principal. Una estrella de secuencia principal B0 tiene una magnitud absoluta de aproximadamente -5, lo que significa que todas las supergigantes B0 son significativamente más brillantes que la magnitud absoluta -5. Las luminosidades bolométricas incluso para las supergigantes azules más tenues son decenas de miles de veces la del sol ( L ☉ ). Los más brillantes pueden tener más de un millón de L ☉ y, a menudo, son inestables, como las variables α Cygni y las variables azules luminosas .
Las supergigantes más calientes con tipos espectrales tempranos O ocurren en un rango extremadamente estrecho de luminosidades por encima de la secuencia principal O temprano altamente luminosa y las estrellas gigantes. No se clasifican por separado en supergigantes normales (Ib) y luminosas (Ia), aunque comúnmente tienen otros modificadores de tipo espectral como "f" para la emisión de nitrógeno y helio (por ejemplo, O2 If para HD 93129A ).
Las supergigantes amarillas pueden ser considerablemente más débiles que la magnitud absoluta -5, con algunos ejemplos alrededor de -2 (por ejemplo, 14 Persei ). Con correcciones bolométricas alrededor de cero, es posible que solo sean unos cientos de veces la luminosidad del sol. Sin embargo, estas no son estrellas masivas; en cambio, son estrellas de masa intermedia que tienen una gravedad superficial particularmente baja, a menudo debido a la inestabilidad, como las pulsaciones de las cefeidas . La clasificación de estas estrellas de masa intermedia como supergigantes durante una fase relativamente prolongada de su evolución explica la gran cantidad de supergigantes amarillas de baja luminosidad. Las estrellas amarillas más luminosas, las hipergigantes amarillas , se encuentran entre las estrellas visualmente más brillantes, con magnitudes absolutas alrededor de -9, aunque todavía menos de un millón de L ☉ .
Existe un fuerte límite superior para la luminosidad de las supergigantes rojas en alrededor de medio millón de L ☉ . Las estrellas que serían más brillantes que esto arrojan sus capas externas tan rápidamente que siguen siendo supergigantes calientes después de que abandonan la secuencia principal. La mayoría de las supergigantes rojas eran estrellas de secuencia principal de 10-15 M ☉ y ahora tienen luminosidades por debajo de 100.000 L ☉ , y hay muy pocas estrellas de clase M supergigantes brillantes (Ia). Las estrellas menos luminosas clasificadas como supergigantes rojas son algunas de las estrellas AGB y post-AGB más brillantes, estrellas altamente expandidas e inestables de baja masa, como las variables RV Tauri . La mayoría de las estrellas AGB reciben clases de luminosidad gigantes o gigantes brillantes, pero las estrellas particularmente inestables como las variables W Virginis pueden recibir una clasificación supergigante (por ejemplo, la propia W Virginis ). Las supergigantes rojas más débiles están alrededor de la magnitud absoluta -3.
Variabilidad
Si bien la mayoría de las supergigantes, como las variables Alpha Cygni , las variables semirregulares y las variables irregulares, muestran cierto grado de variabilidad fotométrica, ciertos tipos de variables entre las supergigantes están bien definidos. La franja de inestabilidad cruza la región de las supergigantes, y específicamente muchas supergigantes amarillas son variables cefeidas clásicas . La misma región de inestabilidad se extiende para incluir las hipergigantes amarillas aún más luminosas , una clase de supergigantes luminosas extremadamente rara y de corta duración. Muchas variables de R Coronae Borealis , aunque no todas, son supergigantes amarillas , pero esta variabilidad se debe a su composición química inusual más que a una inestabilidad física.
Otros tipos de estrellas variables, como las variables RV Tauri y las variables PV Telescopii, a menudo se describen como supergigantes. A las estrellas RV Tau se les asigna con frecuencia tipos espectrales con una clase de luminosidad supergigante debido a su baja gravedad superficial, y se encuentran entre las más luminosas de las estrellas AGB y post-AGB, con masas similares a las del sol; Asimismo, las variables PV Tel aún más raras se clasifican a menudo como supergigantes, pero tienen una luminosidad más baja que las supergigantes y espectros B [e] peculiares extremadamente deficientes en hidrógeno. Posiblemente también sean objetos post-AGB o estrellas AGB "nacidas de nuevo".
Los LBV son variables con múltiples períodos semi-regulares y erupciones y estallidos gigantes menos predecibles. Por lo general, son supergigantes o hipergigantes, ocasionalmente con espectros Wolf-Rayet: estrellas extremadamente luminosas, masivas y evolucionadas con capas externas expandidas, pero son tan distintivas e inusuales que a menudo se las trata como una categoría separada sin que se las denomine supergigantes o un tipo espectral supergigante. A menudo, su tipo espectral se dará simplemente como "LBV" porque tienen características espectrales peculiares y muy variables, con temperaturas que varían desde aproximadamente 8.000 K en estallido hasta 20.000 K o más cuando están "en reposo".
Abundancias químicas
La abundancia de varios elementos en la superficie de las supergigantes es diferente a la de las estrellas menos luminosas. Las supergigantes son estrellas evolucionadas y pueden haber sufrido convección de productos de fusión hacia la superficie.
Las supergigantes frías muestran un aumento de helio y nitrógeno en la superficie debido a la convección de estos productos de fusión a la superficie durante la secuencia principal de estrellas muy masivas, a los dragados durante la quema de la capa y a la pérdida de las capas externas de la estrella. El helio se forma en el núcleo y la cubierta mediante la fusión de hidrógeno y nitrógeno que se acumula en relación con el carbono y el oxígeno durante la fusión del ciclo de CNO . Al mismo tiempo, se reducen las abundancias de carbono y oxígeno. Las supergigantes rojas se pueden distinguir de las estrellas AGB luminosas pero menos masivas por los químicos inusuales en la superficie, la mejora del carbono de las dragas profundas del tercio, así como el carbono 13, el litio y los elementos del proceso s . Las estrellas AGB de fase tardía pueden enriquecerse mucho en oxígeno y producir máseres de OH .
Las supergigantes más calientes muestran diferentes niveles de enriquecimiento de nitrógeno. Esto puede deberse a diferentes niveles de mezcla en la secuencia principal debido a la rotación o porque algunas supergigantes azules han evolucionado recientemente a partir de la secuencia principal, mientras que otras han pasado previamente por una fase de supergigantes rojas. Las estrellas supergigantes post-rojas tienen un nivel generalmente más alto de nitrógeno en relación con el carbono debido a la convección del material procesado con CNO a la superficie y la pérdida completa de las capas externas. La mejora de la superficie del helio también es más fuerte en las supergigantes post-rojas, que representan más de un tercio de la atmósfera.
Evolución
Las estrellas de secuencia principal de tipo O y las más masivas de las estrellas azul-blancas de tipo B se convierten en supergigantes. Debido a sus masas extremas, tienen una esperanza de vida corta, entre 30 millones de años y algunos cientos de miles de años. Se observan principalmente en estructuras galácticas jóvenes como cúmulos abiertos , brazos de galaxias espirales y en galaxias irregulares . Son menos abundantes en los bultos de galaxias espirales y rara vez se observan en galaxias elípticas o cúmulos globulares , que se componen principalmente de estrellas viejas.
Las supergigantes se desarrollan cuando las estrellas masivas de la secuencia principal se quedan sin hidrógeno en sus núcleos, momento en el que comienzan a expandirse, al igual que las estrellas de menor masa. Sin embargo, a diferencia de las estrellas de menor masa, comienzan a fusionar helio en el núcleo sin problemas y poco después de agotar su hidrógeno. Esto significa que no aumentan su luminosidad tan dramáticamente como las estrellas de menor masa, y avanzan casi horizontalmente a través del diagrama HR para convertirse en supergigantes rojas. También a diferencia de las estrellas de menor masa, las supergigantes rojas son lo suficientemente masivas como para fusionar elementos más pesados que el helio, por lo que no inflan sus atmósferas como nebulosas planetarias después de un período de combustión de la capa de hidrógeno y helio; en cambio, continúan quemando elementos más pesados en sus núcleos hasta que colapsan. No pueden perder suficiente masa para formar una enana blanca, por lo que dejarán atrás una estrella de neutrones o un remanente de agujero negro, generalmente después de una explosión de supernova por colapso del núcleo.
Las estrellas de más de 40 M ☉ no pueden expandirse hasta convertirse en una supergigante roja. Debido a que se queman demasiado rápido y pierden sus capas externas demasiado rápido, alcanzan la etapa de supergigante azul , o quizás hipergigante amarillo, antes de volver a convertirse en estrellas más calientes. Las estrellas más masivas, por encima de unos 100 M ☉ , apenas se mueven de su posición como estrellas de la secuencia principal O. Estos convencen de manera tan eficiente que mezclan hidrógeno desde la superficie hasta el núcleo. Continúan fusionando hidrógeno hasta que se agota casi por completo en toda la estrella, luego evolucionan rápidamente a través de una serie de etapas de estrellas igualmente calientes y luminosas: supergigantes, estrellas de barra, estrellas de tipo WNh, WN y posiblemente WC o WO. . Se espera que exploten como supernovas, pero no está claro hasta qué punto evolucionan antes de que esto suceda. La existencia de estas supergigantes que aún queman hidrógeno en sus núcleos puede requerir una definición un poco más compleja de supergigante: una estrella masiva con mayor tamaño y luminosidad debido a la acumulación de productos de fusión, pero aún con algo de hidrógeno restante.
Se cree que las primeras estrellas del universo fueron considerablemente más brillantes y más masivas que las estrellas del universo moderno. Parte de la población teorizada III de estrellas, su existencia es necesaria para explicar las observaciones de elementos distintos del hidrógeno y el helio en los cuásares . Posiblemente más grande y más luminosa que cualquier supergigante conocida hoy en día, su estructura era bastante diferente, con convección reducida y menor pérdida de masa. Es probable que sus vidas muy cortas hayan terminado en una violenta fotodisintegración o en una pareja de supernovas inestables.
Progenitores de supernova
Se cree que la mayoría de los progenitores de supernovas de tipo II son supergigantes rojas, mientras que las supernovas de tipo Ib / c menos comunes son producidas por estrellas Wolf-Rayet más calientes que han perdido por completo más de su atmósfera de hidrógeno. Casi por definición, las supergigantes están destinadas a terminar violentamente con sus vidas. Las estrellas lo suficientemente grandes como para comenzar a fusionar elementos más pesados que el helio no parecen tener forma de perder suficiente masa para evitar un colapso catastrófico del núcleo, aunque algunas pueden colapsar, casi sin dejar rastro, en sus propios agujeros negros centrales.
Sin embargo, se ha demostrado que los modelos simples de "cebolla" que muestran supergigantes rojas inevitablemente desarrollándose hasta convertirse en un núcleo de hierro y luego explotando son demasiado simplistas. El progenitor de la inusual Supernova 1987A de tipo II fue una supergigante azul , que se cree que ya pasó por la fase de supergigante roja de su vida, y ahora se sabe que esto está lejos de ser una situación excepcional. Gran parte de la investigación se centra ahora en cómo las supergigantes azules pueden explotar como una supernova y cuándo las supergigantes rojas pueden sobrevivir para convertirse de nuevo en supergigantes más calientes.
Ejemplos bien conocidos
Las supergigantes son estrellas raras y de corta duración, pero su alta luminosidad significa que hay muchos ejemplos a simple vista, incluidas algunas de las estrellas más brillantes del cielo. Rigel , la estrella más brillante de la constelación de Orión, es una típica supergigante blanco azulada; Deneb es la estrella más brillante de Cygnus , una supergigante blanca; Delta Cephei es el famoso prototipo de cefeida variable, una supergigante amarilla; y Betelgeuse , Antares y UY Scuti son supergigantes rojas . μ Cephei es una de las estrellas más rojas visibles a simple vista y una de las más grandes de la galaxia. Rho Cassiopeiae , una hipergigante amarilla variable, es una de las estrellas más luminosas a simple vista.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Tempesti, Piero, ed. (1979). Enciclopedia dell'Astronomia . Curcio.
- http://alobel.freeshell.org/rcas.html
- http://www.solstation.com/x-objects/rho-cas.htm