La más bella…   1 comment

La estrella más antigua del Universo revela su auténtica edad

Con ayuda del telescopio Hubble, un equipo de astrónomos de la Universidad Estatal de Pensilvania ha ajustado la auténtica edad de la que hasta ahora se considera la estrella más antigua conocida. Los investigadores creen esta «Matusalén» tiene nada menos que 14.500 millones de años (con un margen de error de más o menos 800 millones de años), lo que, ciertamente, a primera vista la haría más antigua incluso que el Universo, cuya edad está calculada en aproximadamente en 13.800 millones de años, provocando un dilema evidente. Sin embargo, estimaciones anteriores calculaban que la estrella tenía todavía más años, exactamente 16.000 millones, y eso sí que suponía un auténtico problema.

La nueva edad fijada por Hubble reduce el rango de incertidumbre de la medición, por lo que superpone la edad de la estrella con la edad del Universo, determinada de forma independiente por la tasa de expansión del espacio, un análisis de fondo de microondas del Big Bang, y las mediciones de la desintegración radiactiva.

Una visitante rápida

Esta estrella, catalogada como HD 140283, se conoce desde hace más de un siglo debido a su rápido movimiento a través del cielo, que evidencia que la estrella no es más que un visitante de nuestro vecindario estelar. La estrella, que se encuentra en las primeras etapas de la expansión en una gigante roja, se puede observar con binoculares como un objeto de siete grados de magnitud en la constelación de Libra.

Los científicos realizaron su medición mediante el uso de paralaje trigonométrico, donde un desplazamiento aparente en la posición de una estrella es causado por un cambio en la posición del observador. El paralaje de las estrellas cercanas se puede medir mediante la observación de los puntos opuestos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol.

Una vez que la distancia real es conocida, puede calcularse el brillo intrínseco de la estrella, requisito previo fundamental para la estimación de su edad. Con el manejo del brillo de la estrella que permite el Hubble, el equipo refinó su edad mediante la aplicación de las teorías contemporáneas acerca de la velocidad de combustión de la estrella, la abundancia química y la estructura interna.

Edad redefinida

Los científicos creen que los restos de helio se difunden profundamente en el núcleo y así la estrella tiene menos hidrógeno para quemar a través de la fusión nuclear. Esto significa que utiliza combustible más rápido, y correspondientemente se rebaja la edad. «Pon todos los ingredientes juntos y se obtiene una edad de 14.500 millones de años, con una incertidumbre residual que hace que la edad de la estrella sea compatible con la del Universo», dice Howard Bond, de la Universidad de Pensilvania.

Esta estrella «Matusalén» ha visto muchos cambios durante su larga vida. Nació probablemente en una galaxia enana primitiva. La galaxia enana finalmente fue gravitacionalmente aspirada por la Vía Láctea emergente hace más de 12.000 millones de años. La estrella mantiene su órbita alargada desde ese evento de canibalismo. Por lo tanto, está de paso por la vecindad solar a una velocidad de cohete de 800.000 millas por hora. Necesita solo 1.500 años en atravesar un pedazo de cielo con el ancho angular de la Luna llena.

La luz que vemos en la actualidad de esta estrella salió de ella hace 186 años, pero los últimos análisis nos muestran que este astro es posiblemente una de las estrellas más antiguas del universo descubiertas hasta este momento.

Debido a que contiene algunos elementos pesados, se cree que forma parte de la segunda generación de estrellas que nacieron tras el Big Bang.

La primera generación de estrellas apenas tendría elementos más pesados ​​que el helio, en sus densos núcleos nacerían elementos como el oxigeno o el carbono. La esperanza de vida de estas estrellas hiper-masivas habría sido muy corta, apenas unos millones de años, tras su explosión como supernovas, estos elementos habrían sido diseminados en el cosmos, lo que permitiría que las nuevas estrellas, como HD 140283, los incorporasen.

Los astrónomos de 1950 fueron capaces de medir una deficiencia de elementos pesados en la estrella, en comparación con otros astros de nuestra vecindad galáctica. Las estrellas del halo son unas de las primeras habitantes de nuestra galaxia, por lo que representan en su conjunto la población estelar de mayor edad. Nuestro Sol se formó mucho más tarde en el disco de la galaxia.

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HD 140283 es muy pobre en metales, por lo que se debió formar en un Universo muy temprano, poco “contaminado” por estos elementos formados en la nucleosíntesis estelar. La estrella Matusalén tiene menos de 1/250 partes de los elementos pesados presentes en el Sol y en otras estrellas de nuestra vecindad galáctica..HD 140283, que se encuentra en las primeras etapas de expansión para convertirse en una gigante roja, se puede observar con binoculares en la constelación de Libra, contando con una magnitud de 7.

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El paralaje de las estrellas cercanas se puede medir directamente mediante la observación de estos astros cuando la Tierra se encuentra en dos puntos opuestos de su órbita, ya que sabemos la distancia que ha recorrido nuestro planeta en ese tiempo. Este dato, junto al desplazamiento que presenta la estrella nos permite estimar la distancia que nos separa de ella, mediante triangulación.

Una vez que conocemos la distancia que nos separa de la estrella, podemos obtener un valor exacto de su brillo intrínseco, lo que es un requisito necesario para calcular su edad.

Antes de Hubble, Hipparcos realizó una medida del paralaje de HD 140283, obteniendo una edad con una incertidumbre de 2 mil millones de años. Los datos de Hubble, mucho más precisos, han permitido reducir esta incertidumbre.

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Probablemente HD 140283 nació en una galaxia enana primitiva, que posteriormente fue “engullida” por la Vía Láctea hace unos 12 mil millones de años. La estrella mantiene la órbita que provocó en ella las fuerzas gravitaotorias generadas en el proceso de canivalismo galáctico, por lo que se mueve a gran velocidad. Necesita sólo 1.500 años para atravesar un pedazo de cielo con el ancho angular de la Luna llena. Este movimiento es tan rápido, que Hubble podría detectarlo fotografiando la estrella con un intervalo de sólo 2 horas.

Cuando se calcula la edad de una estrella, se tiene en cuenta su distancia. A la edad conque se la observa, hay que agregarle el tiempo que tarda su luz en llegarnos; eso es equivalente a ir a verla de cerca. Esta estrella es una subgigante, una estrella en la que su brillo depende fuertemente de su edad. Es pobre en metales. Los metales pesados se generan en las explosiones de Súper Novas. Ese material enriquecido y devuelto al espacio, puede generar estrellas de segunda generación como nuestro Sol. La escasez de metales permite asumir que es una estrella de primera generación. Analizando las relaciones de abundancias de materiales y las reacciones nucleares en su interior, se dedujo la edad de la estrella. Como se encuentra a sólo unos 186 años luz de distancia, se la observa casi como es realmente, ya que una estrella en casi 200 años no cambia significativamente. Además, al ser una distancia pequeña, los métodos para su cálculo arrastran poco error. El mayor error en la edad de la estrella se debe al estudio de sus abundancias químicas. Así, la edad del HD140283 resultó ser de 14,46 mil millones de años, con un error de más o menos 800 millones de años. Como la edad del Universo es de unos 13,77 mil millones de años con un error de más o menos 60 millones, eso pone a esta estrella como una de las primeras en formarse luego del Big-Bang. El hallazgo de este tipo de objetos permite poner un límite inferior a la edad del Universo.

Pero esta no es la única estrella conocida por ser tan longeva ya que Methuselah2, ha mostrado que tiene aproximadamente la misma edad, pero los investigadores del equipo confían en que han determinado la edad de HD 140283 con mayor certeza.

ESTRELLAS RARAS….

 El Telescopio Espacial Hubble de la NASA ha descubierto una rara clase de estrellas denominadas ‘rezagadas azules’ en el centro de nuestra Vía Láctea, primera detectada dentro del núcleo de nuestra galaxia.

   Las ‘rezagadas azules’ son llamadas así porque parecen quedarse atrás en el proceso de envejecimiento, aparentando ser más jovenes que la población en la cual se formaron. Si bien se han detectado en muchos grupos de estrellas distantes, y entre las estrellas cercanas, nunca se han visto en el interior del núcleo de nuestra galaxia.

   No está claro cómo se forman. Una teoría común es que surgen a partir de estrellas binarias. Como la estrella más masiva evoluciona y se expande, la estrella más pequeña de gana material de su compañera. Esto incrementa el combustible de hidrógeno y causa que estrella cada vez sea objeto de una fusión nuclear a un ritmo más rápido. Se quema más caliente y se torna azul, al igual que una estrella masiva y joven.

   Los resultados apoyan la idea de que el bulbo central de la Vía Láctea dejó de hacer estrellas hace miles de millones de años. Ahora es el hogar de envejecimiento de estrellas similares al Sol y las enanas rojas más recientes. Las estrellas gigantes azules que una vez vivieron allí hace mucho tiempo han explotado como supernovas.

   Los resultados han sido aceptados para publicación en un próximo número de la revista Astrophysical Journal.  

   “Aunque la Vía Láctea tiene el bulbo de galaxia más próximo, varios aspectos clave de su formación y posterior evolución siguen siendo poco conocidos”, dijo Will Clarkson, autor principal del trabajo de la Universidad de Indiana en Bloomington.  

   De los 42 candidatos rezagados azul observados por el Hubble en este trabajo, los investigadores estiman que entre 18 y 37 probablemente son genuinas. El resto podría ser una mezcla de objetos en primer plano y, a lo sumo, una pequeña población de estrellas del bulbo realmente jovenes.

Las estrellas rezagadas azules (blue stragglers en inglés) son estrellas que aparentan una edad menor que la del sistema estelar al que pertenecen, si se supone que se formaron junto con él. En los diagramas de Hertzprung-Russell observados de, por ejemplo, cúmulos estelares, aparecen separadas y como prolongando la secuencia principal del cúmulo, cuando estrellas en esta posición ya deberían haber evolucionado fuera de ese lugar, según la teoría estándar de la evolución estelar. Fueron por primera vez identificadas por Allan Sandage en el cúmulo globular M3,[1] y desde entonces se las ha observado en numerosos otros cúmulos globulares, cúmulos abiertos, galaxias enanas y en el disco de nuestra Galaxia.[2]
El color de una estrella es un indicador de su masa y temperatura, siendo las azules más calientes que las rojas. Cuanta más masa tiene una estrella, más rápidamente consume su hidrógeno, de modo que es de esperar que una gigante azul tarde menos tiempo que una enana roja en abandonar la secuencia principal. Por ello, cuando se observa el diagrama HR de un cúmulo globular, en el que las estrellas que lo integran se han formado al mismo tiempo, lo normal sería ver una transición ordenada de unas fases a otras; las estrellas cromáticamente por encima de un cierto nivel de azul (conocido como «punto de desviación» o turnoff point en inglés) ya habrán abandonado la secuencia principal, enrojeciéndose y aumentando su tamaño, mientras que aquellas, más rojas y pequeñas, aún seguirán en ella. Determinar el punto de desviación puede servir para hacer dataciones de la edad de un cúmulo.

Pero, es bastante normal observar que varias estrellas de un cúmulo que se encuentren en la secuencia principal, hayan sobrepasado el punto de desviación. A este tipo de estrellas se las conoce como rezagadas azules. El nombre hace referencia al hecho que tales estrellas parecen haberse retrasado en su transformación a gigantes rojas. La explicación más probable de este fenómeno es que estos astros anómalos son el resultado de colisiones estelares u otro tipo de fenómenos que comporten algún tipo de transferencia de masa entre estrellas como aproximaciones muy cercanas entre ellas. Este tipo de hechos podría rejuvenecerlas situándolas en una posición extraña del diagrama HR del cúmulo. De este modo, una estrella roja, fría y en cierto modo vieja, puede obtener masa extra de otra que pase cerca o que choque contra ella y hacerse más azul. Ocurre que, según cálculos estadísticos, las aproximaciones, ya no digamos las colisiones o pasos cercanos, entre estrellas son muy improbables por no decir imposibles incluso cerca del núcleo galáctico. Pero las cosas cambian en los cúmulos globulares donde se encuentran los apiñamientos de estrellas de mayor densidad. Aquí las leyes de la probabilidad juegan de forma diferente y tales fenómenos pasan a ser una posibilidad cierta aunque baja: de este modo, por ejemplo, en el cúmulo globular M13 sólo existe una (Ludendorff 222), un astro muy azul de la 13.13 magnitud en banda V.

En conclusión, las estrellas rezagadas son inicialmente estrellas rojas pequeñas en fase avanzada de su secuencia principal. En un momento determinado obtienen masa estelar al aproximarse e incluso chocar con una estrella mayor y la incorporan a la que ya tenían. Este aumento de masa comprime más el núcleo de la estrella y amplía la cantidad de combustible que se fusiona por segundo. Ello conlleva un aumento de luminosidad y temperatura y un desplazamiento del espectro hacia el azul por lo que estas estrellas aparentarán ser más jóvenes de lo que en realidad son.
Para estudiar estas estrellas un grupo de astrónomos ha utilizado simulaciones y observaciones del cúmulo abierto NGC 188, que se encuentra en la constelación de Cefeo, cerca de la estrella Polar. Este cúmulo es uno de los cúmulos abiertos más antiguos, se estima que su edad ronda los 7 mil millones de años de antigüedad, y contiene unas 3000 estrellas. Se han observado 21 rezagadas azules de este cúmulo, y los datos obtenidos se analizaron a la luz de las tres teorías principales de formación para las rezagadas azules: las colisiones entre estrellas, las fusiones de las estrellas y la transferencia de masa de una estrella a otra.

Los investigadores descartaron las dos primeras hipótesis para la mayor parte de las estrellas, ya que éstas se encontraban en sistemas binarios. En estos sistemas se observó que la estrella compañera orbita a la rezagada en periodos de alrededor de 1000 días, y además estas compañeras resultaron ser enanas blancas, por lo que los datos apuntan a la transferencia de masa como causa para la existencia de la rezagada azul.

En la transferencia de masa, la rezagada azul mediante su campo gravitatorio despoja poco a poco a la estrella compañera de su material. Este material es combustible extra que permite a la rezagada mantener su proceso de fusión y vivir más tiempo. En este proceso deja a la estrella compañera sin sus capas externas, tan sólo con su núcleo, lo que la convierte en una enana blanca.

Por el momento no ha sido posible observar a las compañeras de las rezagadas azules, se ha determinado su existencia por el leve bamboleo que inducen en la rezagada debido al tirón gravitatorio que ejercen sobre ella. Este efecto permite además determinar la masa de las compañeras, que viene a ser la mitad de la masa del Sol, lo que es consistente con el hecho de que sean enanas blancas.

Sin embargo, aunque los resultados explican la mayor parte de las rezagadas azules de NCG 188, los investigadores hacen notar algunas pueden haber sido creadas por otros mecanismos. Por ejemplo, dos de las rezagadas azules en sistemas binarios posiblememte han sufrido otros tipos de encuentros e incluso colisiones con otras estrellas en algún momento. Además, 5 de las 21 rezagadas azules estudiadas, aparentemente no tiene compañeras, y no se dispone de suficientes datos como para establecer su origen.

DI Herculis es un sistema de dos estrellas jóvenes, muy próximas entre sí (la distancia que las separa es la quinta parte de la que separa a la Tierra de su astro), cinco veces más masivas que el Sol y unas 50 veces más luminosas. Giran alrededor de un centro común. Su movimiento debe estar perfectamente descrito por la Relatividad General de Einstein. Sin embargo, algo no cuadraba hasta ahora: la rotación denominada movimiento apsidial era, según las observaciones, hasta cuatro veces más lenta de lo debido en este raro sistema estelar. Durante 30 años los astrónomos han estado estudiándolo sin dar con una explicación para esta anomalía.

Ahora, unos científicos anuncian que con sus más recientes medidas y análisis, el desacuerdo entre teoría y observaciones en el comportamiento de DI Herculis queda reducido al 10% -desde el 50% previo-, “lo que encaja dentro del margen de error de observación y está en pleno acuerdo con la Relatividad General”, afirma un comunicado del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC).

“Curiosamente, el movimiento apsidial de Mercurio fue una de las primeras aplicaciones de la Relatividad General, pero parecía fallar en este caso”, comenta Antonio Claret, astrónomo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) y primer autor de la investigación.

Ya el año pasado se había resuelto parte del enigma de DI Herculis al comprobarse que la lentitud de giro registrada se debe a que las dos estrellas del sistema binario giran casi tumbadas, es decir, con sus ejes muy inclinados respecto al plano de rotación. Pero la explicación no era suficiente ni mucho menos: las discrepancias seguían siendo de un 50%.

Ahora, Claret, junto con Guillermo Torres (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EE UU) y Marek Wolf (Universidad Charles de Praga), explican en la revista Astronomy & Astrophysics que han hecho nuevas medidas y han aplicado modelos más precisos, concluyendo que cada órbita (el tiempo que transcurre entre cada ocultación de una estrella por la otra al cruzarse por delante) es de 10,55 días, más de lo que se había calculado hasta ahora.

Claret lleva más de una década estudiando este raro sistema binario, explica el CSIC, y ya había demostrado que otros sistemas binarios se ajustan perfectamente a la Relatividad General. Sus estudios sirvieron para descartar hipótesis de la rareza de DI Herculis como la presencia de una nube interestelar en el sistema. Incluso ha habido intentos de recurrir a una teoría de la gravitación alternativa a la de Einstein para explicar su discordancia.

El hecho de que las dos estrellas giren sobre sí mismas tumbadas debe generar tirones gravitatorios que ralentizan el giro de la órbita. “Utilizando estos resultados la discrepancia fue reducida, pero todavía presentaba un significativo desacuerdo [con las predicciones de la Relatividad General], quizá debido a errores en la medición de movimiento apsidal, a modelos estelares anticuados o a parámetros estelares imprecisos”, apunta Claret.

Las nuevas medidas, junto con la revisión de parámetros propios de los dos astros (como una mayor concentración de masa en sus regiones centrales), dejan prácticamente resuelto el asunto de la discordancia con la teoría de Einstein. Pero se abre un misterio: las dos estrellas calientes y masivas, formadas a partir de una única nube de gas y polvo, deberían tener sus ejes de rotación casi perpendiculares al plano en el que orbitan, como en casi todos los sistemas binarios de este tipo. ¿Por qué en este caso sus ejes están casi tumbados?

Ilustración de las dos estrellas de sistema binario DI Herculis (izquierda) y esquema de la inclinación de sus ejes de rotación con respecto al plano que orbitan / MICHAEL CARROLL / SIMON ALBRECHTDos de las estrellas más masivas de nuestra galaxia, hasta hace poco rodeadas de misterio, han sido observadas con un detalle sin precedentes por el telescopio Hubble, de la Agencia Espacial Europea (ESA) por un grupo internacional de astrónomos liderado por investigadores del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA). La imagen muestra un par de estrellas gigantescas, WR 25 y Tr16-244, situadas en el cúmulo abierto Trumpler 16. Este cúmulo está inserto en la Nebulosa Carina, una inmensa masa de gas y polvo a unos 7.500 años luz de la Tierra. La nebulosa Carina contiene varias estrellas ultra-calientes, incluyendo estos dos sistemas estelares y la famosa estrella azul Eta Carinae, la de mayor luminosidad confirmada.

Estas estrellas son muy brillantes y producen cantidades increíbles de calor; emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta, y aparecen de color azul. Son tan potentes que consumen su hidrógeno más rápido que otros tipos de estrellas, lo que las lleva a una vida del estilo ‘vive rápido, muere joven’.

WR 25, en el centro de la imagen, es la más brillante. La vecina Tr16-244 es la tercera más brillante, justo encima y a la izquierda de WR 25.La segunda más brillante, a la izquierda de WR 25, es una estrella de baja masa situada mucho más cerca de la Tierra que la nebulosa Carina. Las estrellas como WR 25 y Tr16-244 son relativamente raras comparadas con otros tipos estelares, más fríos. A los astrónomos les interesan porque se las relaciona con nebulosas de formación estelar, e influyen en la estructura y evolución de las galaxias.

WR 25 es probablemente la más masiva e interesante de las dos. Su auténtica naturaleza fue puesta de manifiesto hace dos años, cuando un grupo internacional de astrónomos encabezado por Roberto Gamen, entonces en la Universidad de La Serena en Chile, descubrió que está compuesta de al menos dos estrellas. La mayor es una estrella Wolf Rayet cuya masa podría ser 50 veces superior a la de nuestro Sol. Este objeto está perdiendo materia rápidamente: sus poderosos vientos estelares han expulsado ya la mayoría de sus capas externas, ricas en hidrógeno. Su compañera binaria, más mundana, es probablemente la mitad de masiva que la estrella Wolf Rayet, y completa un giro a su alrededor cada 208 días.

Las estrellas masivas se forman habitualmente en cúmulos compactos. A menudo las estrellas individuales están físicamente tan próximas entre sí que es muy difícil observarlas como objetos separados con los telescopios. Estas observaciones del Hubble han mostrado que el sistema estelar Tr16-244 es en realidad una estrella triple.

Dos de las estrellas en este sistema están tan próximas entre sí que parecen un único objeto, pero la Cámara Avanzada del Hubble para barridos del cielo las muestra como dos estrellas (ver la imagen separada). La tercera estrella tarda decenas o cientos de miles de años en orbitar las otras dos. Estas estrellas masivas dobles y triples son tan brillantes, y sus componentes están tan próximos, que es especialmente difícil analizar las propiedades de las estrellas masivas.

La radiación de WR 25 y Tr16-244 es probablemente la causa de que se evapore una burbuja gigante de gas dentro de la nebulosa Carina, mientras que al mismo tiempo estimula, posiblemente, la formación de nuevas estrellas (ver la imagen). Se cree también que la radiación es responsable de la interesante forma del glóbulo, ya mostrada en imágenes previas del Hubble y que parece una mano con un prominente dedo apuntando hacia WR 25 y Tr16-244.

Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares

Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 – 50.000 K (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en tres tipos: WN (si abunda el nitrógeno, que se explica por la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO), y WC y WO (si abunda el carbono y si abunda el oxígeno respectivamente; el segundo es mucho más raro y en ambos casos, la presencia de dichos elementos se interpreta como la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa). Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo.

A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocos casos, un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro.

La estrella más brillante de este tipo es Gamma-2 Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en la constelación de Vela.

Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR, cómo por ejemplo NGC 4214.

En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emisión está causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. En los años ’70 se sugirió que las estrellas WR podían haber perdido sus envolturas ligeras de hidrógeno dejando al descubierto los núcleos ricos en helio. En la actualidad se piensa que este proceso comienza cuando la estrella ha generado suficientes elementos pesados (carbono y oxígeno) en su núcleo, y que parte de estos elementos han alcanzado la superficie estelar. En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la intensidad del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y donde las reacciones nucleares han modificado la composición de la estrella; en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fusión de hidrógeno en helio y en las WC aquellas en las que se ha realizado la fusión del helio en carbono y oxígeno. Es posible también que el hecho de que bastantes estrellas de tipo Wolf-Rayet pertenezcan a sistemas dobles donde la otra estrella es también muy masiva -de tipo espectral O y B- pueda tener algo que ver en su génesis. Las tasas de pérdida de material por el fuerte viento estelar pueden ser tan elevadas como 10-5 o 10-6 masas solares por año. Muchas estrellas WR se encuentran en el centro de nebulosas (que no deben confundirse con las nebulosas planetarias) formadas presumiblemente a partir del material eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estas estrellas son muy infrecuentes, habiéndose detectado algo más de 200 estrellas WR en la Vía Láctea, muchas de ellas concentradas en la región del centro galáctico.

Las estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas más masivas y brillantes de todas, las estrellas de tipo espectral O, en algunos casos tras pasar a través de la fase de Variable Luminosa Azul. Dichas estrellas poseen unos vientos estelares tan potentes que conllevan una rápida pérdida de masa, hasta que se produce el fenómeno comentado arriba y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de la vida de una estrella con masa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar sólo unas 8 masas solares. La masa mínima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf-Rayet varía según los diversos modelos de evolución estelar utilizados, pero un artículo reciente establece, para el caso de estrellas sin rotación, unas 37 masas solares, y para las que rotan, 22 masas solares. Una estrella Wolf-Rayet empieza siendo de tipo espectral WN tardío (WN9). Dichas estrellas son bastante parecidas en luminosidad y temperatura a sus progenitoras. Al ir perdiendo masa, la estrella se va empequeñeciendo y, aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas más calientes -en las que se encuentran materiales procesados por las reacciones nucleares que se producen en su interior y que dan lugar a su espectro- mientras se va desplazando a tipos espectrales más tempranos (WN8, WN7, WN6, WN5…), dicho aumento de temperatura no es suficiente para compensar la disminución de tamaño, de modo que la luminosidad de la estrella disminuye (a diferencia de lo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol, que en sus estadios finales de evolución son más brillantes que en los iniciales). Llega un momento en que la estrella se convierte en una Wolf-Rayet rica en carbono (WC) o en oxígeno (WO), que acaba por estallar como supernova ó cómo un brote de rayos gamma.

 las más masivas y de muy corta vida, es muy superior a la de la vida humana, el estudio de su evolución es un tema de investigación muy activa que requiere el uso de modelos de ordenador y abundantes observaciones, por lo que hay numerosos estudios tratando de descifrarla; algunas ideas de la evolución de las estrellas de alta masa son las que siguen[1] (sin incluir las hipergigantes amarillas, que se consideran procedentes de las supergigantes rojas, así cómo que los efectos de la metalicidad que pueden cambiar lo descrito aquí):

Para estrellas de más de ~60 masas solares:

  • O → WN(rica en hidrógeno) → WN(pobre en hidrógeno) → WCtardía → WCtemprana → SN

Para estrellas de entre 40 y 60 masas solares:

  • O → VLA → WN(rica en hidrógeno) → WN(pobre en hidrógeno) → WCtemprana → SN

Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:

  • O → SGASGR → SGA → WN(pobre en hidrógeno) → WCtemprana → SN

Para estrellas de menos de 25 masas solares:

  • O → SGA → SGR → SGA → SGR → SN

Ó bien:

  • O → SGA → SGR → SGAm → SN

Otros escenarios evolutivos sugeridos posteriormente son:

Para estrellas de más de ~75 masas solares:

  • O → WN(rica en hidrógeno) → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → WC → SN Ic

Para estrellas de entre 40 y 75 masas solares:

  • O → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → WC → SN Ic

Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:

  • O → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → SN Ib

Ó bien:

  • O → SGR → WN(pobre en hidrógeno) → SN Ib

El escenario propuesto más recientemente (en 2012) es:

Para estrellas de entre 8 y 15 masas solares:

  • OB → SGR → SNIIp

Para estrellas de entre 15 y 20 masas solares:

  • OB → SGR → SGA → SNIIl

Para estrellas de entre 20 y 45 masas solares:

  • O → SGR → WN(pobre en hidrógeno) → WC →SNIb/c

Para estrellas de entre 45 y 60 masas solares:

  • O → WNL(rica en hidrógeno) → VLA/WN(pobre en hidrógeno)?→ WO → SNIb/c

Para estrellas de más de 60 masas solares:

  • O → Of/WN(rica en hidrógeno) ↔VLA [→ WN(rica en hidrógeno)] →SNIIn

Lista de las estrellas más masivas conocidas:

Las estrellas conocidas con una masa estimada igual o superior a 25 masas solares son:

Nombre Otra denominación Masa (MSol)
R136a1 R136a1 265
Estrella de la Nebulosa Peonía WR 102ka 150
Estrella Pistola V4647 Sagittarii 150
LBV 1806-20   130
HD 93129 A + B[1] [2] CPD-58 2618 A:120, B:80
HD 93250[3] HIP 52558 118
A1 en NGC 3603[4] NGC 3603 A1 A:116, B:89
Pismis 24-1 A + B[5] [6] HD 319718 A:100-120, B:100
Cúmulo Arches[7] [8] [9]   Muchas estrellas: 100 a 130
S Doradus HD 35343 100
Cygnus OB2 12   92
Eta Carinae[10] HD 93308 90-100/150
WR20 a + b[11]   A:83, B:82
Melnick 42[12] [13] [14]   80-100
HD 97950[15] [16] HIP 54948 80
Sk-71 51[17]   80
WR 22 A + B[18] HD 92740 A:72, B:26
R 66   70
Compañera de M33 X-7[19]   70
LH54-425 A + B[20]   A:62, B:37
Var 83 en M33[21]   60-85
Sher 25 en NGC 3603[22] NGC 3603 25 60
Zeta1 Scorpii[23] HD 152236 60
WR 22[24] V429 Carinae 55-74
V1687 Cygni[25] HD 193793 A:54, B:20
Estrella de Plaskett A + B[26] [27] HD 47129 A:43, B:51
AG Carinae HD 94910 50
WR 102c[28]   45-55
IRS-8*[29]   44,5
HD 5980 A + B[30] [31] [32] RMC 14 A:40-62, B:30
Naos[33] Zeta Puppis 40
Alnilam Épsilon Orionis 40
HD 148937[34] [35] HIP 81100 40
IRAS 05423-7120[17]   40
Rho Cassiopeiae HD 224014 40
Theta1 Orionis C HD 37022 40
Menchib[36] Xi Persei 40
HR Carinae[37] HD 90177 40
A11[38]   38,9
Compañera de NGC300 X-1[39]   38
Cúmulo R136a   12 estrellas: 37 a 76
Ji2 Orionis[40] HD 41117 35-40
Compañera de IC10 X-1[41]   35
Lambda Cephei[42] 22 Cephei 33-62
Sigma Orionis AB[43] HD 37468 32
HR 4908[44] HD 112244 31,8
14 Cephei[45] HD 209481 30,4
VY Canis Majoris[46] [47] HD 58061 30-40
Gamma Velorum A HD 68273 30
P Cygni HD 193237 30
R 126   30
Alnitak Zeta Orionis 28
V3903 Sagittarii[48] HD 165921 A:27, B:19
IRS 15[49]   26
VV Cephei HD 208816 25-40
Alfa Camelopardalis[50] [51] HD 30614 25-30
6 Cassiopeiae[52] [53] HD 223385 25
WR 6 EZ Canis Majoris 25
KY Cygni[54] RAFGL 2575 25
Mu Cephei HD 206936 25
V509 Cassiopeiae HD 217476 25
NGC 7538 S[55]   20-40
S Monocerotis A[56] HD 47839 18-30
WR 47 CD Crucis 8-48

Las variables luminosas azules (VLA, en inglés luminous blue variables), también conocidas como variables S Doradus, son las estrellas más luminosas que se conocen y entre sus ejemplos se encuentran algunas de las estrellas más masivas del universo. Su número es extremadamente escaso por representar una fase breve de la evolución estelar de estrellas muy masivas, de las cuales ya hay pocas de por sí. Por suerte, su elevada luminosidad las hace muy conspicuas por lo que, aunque su número sea muy escaso, son fáciles de detectar.

Existen dos tipos de VLA: las de bajo brillo —que tienen relativamente poca masa y que parecen ser estrellas que han dejado atrás la fase de supergigante roja, por ejemplo HD 160529— y las de brillo elevado, que proceden de las estrellas más masivas, cómo es el caso de Eta Carinae y en cierto modo es el equivalente de éstas de la fase de supergigante roja, la cual no experimentan.

La fase VLA es una de las últimas fases de la vida de una estrella muy masiva, y existe de hecho cierta evidencia que apunta a que éstos astros pueden ser progenitores de supernovas. Las VLA son estrellas cuyo brillo varía lentamente en escalas de años pero con erupciones repentinas que provocan enormes variaciones de luminosidad. Las erupciones son tan violentas que en varias ocasiones se han confundido con explosiones de supernova. Se cree que estas erupciones se producen porque la estrella se acerca peligrosamente al límite de Eddington, lo que hace que la presión de la radiación expulse sus capas más externas de forma violenta. No obstante, es posible que la presencia de estrellas compañeras también juegue un papel en las erupciones. Ése parece ser el caso para Eta Carinae, la VLA más conocida, y quizás también para P Cygni.

Los modelos teóricos indican que en la fase VLA una estrella que inicialmente tuviera 120 MSol puede llegar a expulsar decenas de masas solares. Si la estrella sobrevive a la fase VLA, se convierte en una estrella Wolf Rayet, aunque también se ha propuesto que puede darse el proceso inverso y que las Wolf-Rayet de tipo WN ricas en hidrógeno sean las precursoras de las VLAs.

Variables luminosas azules más importantes

 Hipergigante amarilla:

Una estrella hipergigante amarilla es un tipo de estrella hipergigante cuyo tipo espectral varía entre A y K y su masa entre 20 y 50 masas solares. Es un tipo de estrella muy rara al hallarse en una fase muy temprana de su evolución, y existen dos tipos: las que están evolucionando de la secuencia principal a la fase de supergigante roja (como sucede con HD 33579 en la Gran Nube de Magallanes), y las que son consideradas como los núcleos de ex-estrellas supergigantes rojas, las cuales están evolucionando desde dicha fase a la de Variable Azul Luminosa, o bien Estrella Wolf-Rayet, o incluso presupernova (como sucede con Rho Cassiopeiae, IRC+10420, o HR 8752), en éste caso sufriendo una gran pérdida de masa.

Estas estrellas se hallan en una región del Diagrama H-R conocida como el Vacío Evolutivo Amarillo (Yellow Evolutionary Void en inglés) en la que muestran cierta inestabilidad, que -al menos en el caso de las que están evolucionando desde la fase de supergigante roja- se traduce en variaciones de su luminosidad aparente y de su temperatura superficial, aunque la luminosidad del astro se mantenga más o menos constante, así como en erupciones periódicas en las cuales pierden cierta cantidad de materia. Su evolución posterior es seguir perdiendo materia para convertirse en variables luminosas azules de baja masa y de ahí en estrellas Wolf-Rayet para acabar estallando cómo supernovas , pero también es factible que se conviertan en supernovas siendo aún hipergigantes amarillas, sin avanzar a ésas etapas.

La estructura de éstos astros parece ser un núcleo convectivo rodeado por una zona radiativa, a diferencia de una estrella como el Sol en la cual se da lo contrario[4] . Ésto redunda en una atmósfera muy extendida-debido por un lado a su gran tamaño y su gran producción energética, y por otro a los fuertes campos magnéticos que poseen, así como por los fuertes vientos solares que poseen-; en algunos casos como IRC+10420 esta atmósfera llega a formar una auténtica pseudofotosfera alrededor del astro -que se piensa que puede estar ocultando una estrella en realidad de elevada temperatura superficial-, y en algunos casos se encuentran rodeadas por discos de gas y polvo, lo que permitiría incluso la posible existencia de planetas alrededor de ellas

Además de las ya mencionadas Rho Cassiopeiae, HR 8752 e IRC+10420, otros ejemplos de esta clase de estrellas son V382 Carinae, IRAS 17163-3907, y también HD 179821, aunque la naturaleza de este último astro no está en absoluto clara.

Estrellas más brillantes:

El brillo aparente de las estrellas resulta de la combinación de dos factores: su luminosidad intrínseca (es decir su brillo real), y su distancia. Las estrellas brillantes incluyen algunas intrínsecamente muy luminosas y no muy cercanas, y otras no muy luminosas pero muy próximas. A continuación se citan las 90 estrellas individuales más brillantes en el espectro visible vistas desde la Tierra, con una magnitud aparente igual o menor a +2.50. El número de estrellas observables se incrementa rápidamente a medida que se aumenta la magnitud límite. [1]. El mapa del cielo se ha trazado completamente hasta la magnitud aparente +11 en longitudes de onda «visibles»; actualmente prosiguen las exploraciones con la observación de objetos cada vez más débiles.

El orden de esta lista no es necesariamente definitivo:

  • Las componentes de estrellas múltiples aparecen aquí listadas individualmente cuando la diferencia de magnitud entre ellas es inferior a cinco (otras listas a veces dan la magnitud combinada del sistema estelar). Dichas estrellas múltiples aparecerán, al ser observadas en conjunto, más brillantes que cada una de las componentes tomada individualmente.
  • Hay variaciones estadísticas en los valores medidos.
  • Algunas estrellas son variables, en cuyo caso están señaladas con var.
  Magnitud V Denominación de Bayer Nombre propio Distancia (años luz) Enlace externo
0 −26.73   Sol 0.000 016  
1 −1,47 α Canis Majoris Sirio 8,6 Sirius en SIMBAD.
2 −0.72 α Carinae Canopus 310 Canopus en SIMBAD.
3 −0.04 var α Bootis Arturo 37 Arcturus en SIMBAD.
4 −0.01 α1 Centauri Rigil Kentaurus A 4.4 Alfa Centauri A en SIMBAD.
5 0.03 α Lyrae Vega 25 Vega en SIMBAD.
6 0.12 β Orionis Rígel 770 Rigel en SIMBAD.
7 0.34 α Canis Minoris Procyon 11 Procyon en SIMBAD.
8 0.50 α Eridani Achernar 140 Achernar en SIMBAD.
9 0.58 var α Orionis Betelgeuse 430 Betelgeuse en SIMBAD.
10 0.60 β Centauri Hadar o Agena 530 Agena en SIMBAD.
11 0.71 α1 Aurigae Capella A 42 Capella A en SIMBAD.
12 0.77 α Aquilae Altair 17 Altair en SIMBAD.
13 0.85 var α Tauri Aldebarán 65 Aldebaran en SIMBAD.
14 0.96 α2 Aurigae Capella B 42 Capella B en SIMBAD.
15 1.04 α Virginis Espiga 260 Spica en SIMBAD.
16 1.09 α Scorpii Antares 600 Antares en SIMBAD.
17 1.15 β Geminorum Pólux 34 Pollux en SIMBAD.
18 1.16 α Piscis Austrini Fomalhaut 25 Fomalhaut en SIMBAD.
19 1.25 α Cygni Deneb 3200 Deneb en SIMBAD.
20 1.30 β Crucis Australis Becrux o Mimosa 350 Beta Crucis en SIMBAD.
21 1.33 α2 Centauri Rigil Kentaurus B 4.4 Alpha Centauri B en SIMBAD.
22 1.35 α Leonis Regulus 77 Regulus en SIMBAD.
23 1.40 α1 Crucis Australis Ácrux A 320 Acrux A en SIMBAD.
24 1.51 ε Canis Majoris Adhara 430 Adara en SIMBAD.
25 1.62 λ Scorpii Shaula 700 Shaula en SIMBAD.
26 1.63 γ Crucis Australis Gacrux 88 Gamma Crucis en SIMBAD.
27 1.64 γ Orionis Bellatrix 240 Bellatrix en SIMBAD.
28 1.68 β Tauri Elnath 130 Elnath en SIMBAD.
29 1.70 β Carinae Miaplacidus 110 Beta Carinae en SIMBAD.
30 1.70 ε Orionis Alnilam 1300 Alnilam en SIMBAD.
31 1.70 ζ1 Orionis Alnitak A 820 Alnitak A en SIMBAD.
32 1.74 α Gruis Al Nair 100 Alfa Gruis en SIMBAD.
33 1.76 ε Ursae Majoris Alioth 81 Alioth en SIMBAD.
34 1.78 γ12 Velorum Gamma2 Velorum A 840 Gamma2 Velorum en SIMBAD.
35 1.80 ε Sagittarii Kaus Australis 140 Kaus Australis en SIMBAD.
36 1.82 α Persei Mirfak 590 Mirfak en SIMBAD.
37 1.84 δ Canis Majoris Wezen 1800 Wezen en SIMBAD.
38 1.85 η Ursae Majoris Benetnasch o Alkaid 100 Alcaid en SIMBAD.
39 1.86 θ Scorpii Sargas 270 Theta Scorpii en SIMBAD.
40 1.87 α1 Ursae Majoris Dubhe A 120 Dubhe en SIMBAD.
41 1.90 γ Geminorum Alhena 100 Alhena en SIMBAD.
42 1.91 α Pavonis Peacock 180 Peacock en SIMBAD.
43 1.92 α Trianguli Australis Atria 420 Alfa Trianguli Australis en SIMBAD.
44 1.96 α1 Geminorum Cástor A 52 Castor A en SIMBAD.
45 1.98 β Canis Majoris Murzim o Mirzam 500 Mirzam en SIMBAD.
46 2.00 α Hydrae Alfard 180 Alphard en SIMBAD.
47 2.00 α Arietis Hamal 66 Hamal en SIMBAD.
48 2.01 var α Ursae Minoris Polaris 430 Polaris en SIMBAD.
49 2.03 δ1 Velorum Delta Velorum A 80 Delta Velorum en SIMBAD.
50 2.04 β Ceti Deneb Kaitos 96 Beta Ceti en SIMBAD.
51 2.05 κ Orionis Saiph 720 Saiph en SIMBAD.
52 2.06 σ Sagittarii Nunki 220 Nunki en SIMBAD.
53 2.06 θ Centauri Menkent 61 Theta Centauri en SIMBAD.
54 2.06 α Andromedae Alpheratz 97 Alpheratz en SIMBAD.
55 2.06 β Andromedae Mirach 200 Mirach en SIMBAD.
56 2.08 β Ursae Minoris Kochab 130 Kochab en SIMBAD.
57 2.09 α2 Crucis Australis Ácrux B 320 Acrux B en SIMBAD.
58 2.10 α Ophiuchi Ras Alhague 47 Alfa Ophiuchi en SIMBAD.
59 2.12 var β Persei Algol 93 Algol en SIMBAD.
60 2.13 β Gruis Beta Gruis 170 Beta Gruis en SIMBAD.
61 2.14 β Leonis Denébola 36 Denebola en SIMBAD.
62 2.21 ζ Puppis Naos 1400 Naos en SIMBAD.
63 2.23 λ Velorum Lambda Velorum 570 Lambda Velorum en SIMBAD.
64 2.23 γ Draconis Etamin 150 Etamin en SIMBAD.
65 2.24 α1 Coronae Borealis Gemma A / Alphecca A 75 Alphecca en SIMBAD.
66 2.24 γ Cygni Sadr 1500 Sadr en SIMBAD.
67 2.25 α Cassiopeiae Schedar 230 Schedar en SIMBAD.
68 2.25 ι Carinae Aspidiske 690 Iota Carinae en SIMBAD.
69 2.26 γ1 Andromedae Almach A 350 Almach en SIMBAD.
70 2.27 ζ1 Ursae Majoris Mizar A 78 Mizar A en SIMBAD.
71 2.27 β Cassiopeiae Caph 54 Caph en SIMBAD.
72 2.27 ε Centauri Épsilon Centauri 380 Epsilon Centauri en SIMBAD.
73 2.28 γ1 Leonis Algieba A 130 Algieba en SIMBAD.
74 2.28 α Lupi Alfa Lupi 550 Alfa Lupi en SIMBAD.
75 2.29 δ Scorpii Dschubba 400 Delta Scorpii en SIMBAD.
76 2.29 ε Scorpii Wei 65 Epsilon Scorpii en SIMBAD.
77 2.32 η Centauri Eta Centauri 310 Eta Centauri en SIMBAD.
78 2.35 β Ursae Majoris Merak 79 Merak en SIMBAD.
79 2.37 α Phoenicis Ankaa 77 Alfa Phoenicis en SIMBAD.
80 2.38 κ Scorpii Girtab 460 Kappa Scorpii en SIMBAD.
81 2.39 γ Cassiopeiae Gamma Cassiopeiae 610 Gamma Cassiopeiae en SIMBAD.
82 2.40 ε Pegasi Enif 670 Enif en SIMBAD.
83 2.40 η Canis Majoris Aludra 3200 Eta Canis Majoris en SIMBAD.
84 2.4 ε1 Carinae Avior A 630 Epsilon Carinae en SIMBAD.
85 2.42 β Pegasi Scheat 200 Scheat en SIMBAD.
86 2.43 γ Ursae Majoris Phecda 84 Phecda en SIMBAD.
87 2.44 α Cephei Alderamin 49 Alderamin en SIMBAD.
88 2.46 κ Velorum Kappa Velorum 540 Kappa Velorum en SIMBAD.
89 2.49 α Pegasi Markab 140 Markab en SIMBAD.
90 2.50 ε Cygni Giennah 72 Epsilon Cygni en SIMBAD.

Estrellas más grandes conocidas:

La siguiente es una lista de las estrellas más grandes conocidas hasta el momento; los tamaños están expresados radios solares ( r_\bigodot ).

El orden exacto de esta lista no es definitivo ni completo. Además, hay que apuntar lo siguiente:

  • Las componentes de algunas estrellas dobles son tratadas individualmente, mientras que en otras ocasiones se da información combinada.
  • Hay variaciones estadísticas según el criterio de determinación del tamaño.
  • El diámetro del Sol es de aproximadamente 1 392 000 km (1,392 × 109 m).

Hay que tener en cuenta que no siempre las estrellas más grandes son muy masivas, ni viceversa. R136a1 es un ejemplo, dado que es la estrella más masiva (es una hipergigante), pero su radio es de 36,4 radios solares.

 Lista de estrellas más grandes

Nombre de la estrella Radio ( r_\bigodot )
NML Cygni 1650
V838 Monocerotis 1170 – 1970
VV Cephei 1000 – 2200
Mu Cephei (la «Estrella Granate» de Herschel) 1450 – 1650
WOH G64 1540
V354 Cephei 1520
VY Canis Majoris 1300 – 1540
VX Sagittarii 1500
RW Cephei 1410 – 1500
KW Sagittarii 1460
KY Cygni 1420
BC Cygni 1140 – 1230
S Persei 780 – 1230 [1]
PZ Cassiopeiae 1190
RT Carinae 1090
CK Carinae 1060
HV 11423 1000
Betelgeuse (Alfa Orionis) 880 – 950
S Cassiopeiae 930 [2]
W Aquilae 870
BO Carinae 790 [3]
TV Geminorum 623 – 770
V382 Carinae 747
Antares (Alfa Scorpii) 700 [4]
RW Cygni 680
BU Geminorum 670
V509 Cassiopeiae 400 – 650
TZ Cassiopeiae 645 [5]
W Persei 620
BU Persei 620
V419 Cephei 590 [6]
S Pegasi 580 [7]
NO Aurigae 560 [8]
T Cephei 540 [9]
YZ Persei 540
R Leporis 480 – 535 [10]
119 Tauri 510 – 525 [11]
W Hydrae 520 [12]
R Cassiopeiae 500 [13]
S Orionis 400 – 500 [14]
Rho Cassiopeiae 450
Mira A (Ómicron Ceti) 332 – 402
Ras Algethi (Alfa Herculis) 400
S Doradus 380
R Doradus 370
R Leonis 320 – 350
HR Carinae 350 [15]
Estrella Pistola 340
Ji Cygni 300 – 316 [16]
V424 Lacertae 260
Y Canum Venaticorum (La Superba de Secchi) 215
Wezen (Delta Canis Majoris) 200
RS Puppis 198 [17]
l Carinae 184 [18]
Eta Carinae 80 – 180 [19]
Épsilon Aurigae A 175
Zeta Aurigae 160 [20]
LBV 1806-20 150
Enif (Épsilon Pegasi) 150
Épsilon Aurigae B 100 – 135
Deneb (Alfa Cygni) 108 – 114
Gacrux (Gamma Crucis) 113
Ni Aquilae 104
Alamak (Gamma Andromedae) 80
Arneb (Alfa Leporis) 75
Rígel (Beta Orionis) 70
Épsilon Carinae 70
R Coronae Borealis 65
Canopus (Alfa Carinae) 65
Mintaka (Delta Orionis) 60
Alnitak (Zeta Orionis) 60
Mirfak (Alfa Persei) 60
Mekbuda (Zeta Geminorum) 60
Eta Aquilae 60
Etamin (Gamma Draconis) 50
Beta Cygni A1 50
Aldebarán (Alfa Tauri) 43 [21]
Kochab (Beta Ursae Minoris) 41

Estrellas más luminosas:

Es importante tener en cuenta que las distancias a las estrellas mencionadas abajo en la mayoría de los casos no se conocen con exactitud, y además diferentes modelos dan diferentes luminosidades -por ejemplo, algunas estimaciones de brillo de Cyg OB2-12 la hacen casi seis veces menos brillante-. Para terminar de complicar la situación, algunas de las estrellas de abajo -cómo Eta Carinae– están rodeadas por nebulosidades ricas en polvo que absorbe su luz y hace más difícil su estudio y/o pueden ser estrellas dobles.

Nombre de la estrella Magnitud aparente Magnitud absoluta
bolométrica
Luminosidad en unidades solares
R136a1 (en LMC)   −12.5 8,700,000
Cyg OB2-12   −12.2 6,000,000
HD 93129A 6.97 −12.1 5,500,000
Eta Carinae 3.9 a 10.5 −12.1 5,500,000
LBV 1806-20 (modelo medio)   −12.0 5,000,000 [1]
QPM-241   −11.9 4,500,000
HDE 319718   −11.8 4,200,000
WR 102ka   −11.6 3,200,000 [2]
HD 5980   −11.5 3,000,000
HDE 269810   −11.1 2,200,000[3]
Var 83 (en M33)   −11.1 2,200,000[4]
Wray 17-96   −10.9 1,800,000[5]
Estrella Pistola   −10.8 1,700,000
AF And (en M31)   −10.8 1,600,000[6]
Var B (en M33)   −10.4 1,100,000[7]
AG Carinae 7.1 a 9.0 −10.3 1,000,000[8]
S Doradus 8.6 a 11.8 −10.1 870,000
Zeta Puppis 2.21 −10 790,000
IRC+10420   −9.7 670,000
Var C (en M33)   −9.8 660,000[9]
Rho Cassiopeiae 4.4 −9.6 550,000
HR Carinae 7.6 −9.5 500,000[10]
AE And (en M31)   −9.4 450,000[11]
VY Canis Majoris 7.95 −9.4 450,000[12]
Chi2 Orionis 4.65 −9.3 420,000
HDE 226868 8.9 −9.25 390,000
Alnilam 1.70 −9.2 380,000
KW Sagittarii   −9.17 370,000
V354 Cephei   −9.15 360,000
Mu Cephei 4.04 −9.08 340,000
VV Cephei A   −9.0 315,000
KY Cygni   −8.84 270,000
Deneb 1.25 −8.73 250,000
Theta1 Orionis C 5.13 −8.6 220,000
Alnitak 1.79 −7.8 100,000
VV Cephei B   −7.8 100,000
Mintaka 2.23 −7.6 87,000
Eta Canis Majoris 2.45 −7.51 80,000
Rigel 0.12 −7.3 66,000
Saiph 2.07 −7.3 66,000
Meissa 3.39 −7.3 66,000
Ómicron1 Canis Majoris 3.83 −7.3 66,000
Betelgeuse 0.58 −7.2 60,000
Antares 0.92 −7.2 60,000
Psi1 Aurigae 4.92 −6.95 47,000
Delta Canis Majoris 1.83 −6.87 44,000
Sigma Orionis A 4.2 −6.6 35,000
Beta Crucis 1.25 −6.6 35,000
Eta Orionis 3.38 −6.5 32,000
Ómicron2 Canis Majoris 3.02 −6.46 30,000
Alfa Crucis 0.76 −6.25 25,000
Gamma Cygni 2.23 −6.12 22,000
Alfa Herculis 3.48 −5.97 19,400
Epsilon Aurigae 3.04 −5.95 19,000
Pi4 Orionis 3.67 −5.8 17,000
Iota1 Scorpii 2.99 −5.71 15,000
Eta Leonis 3.48 −5.60 14,000
Spica 1.00 −5.6 14,000
Upsilon Carinae 2.92 −5.56 13,300
Canopus −0.62 −5.53 12,900
Iota Orionis 2.77 −5.5 12,600
Beta Centauri 0.61 −5.42 11,700
Alfa Leporis 2.58 −5.40 11,500
Phi Velorum 3.52 −5.34 10,900
Gamma Velorum 1.75 −5.31 10,600
VV Orionis 5.34 −5.2 9,600
Lambda Scorpii 1.62 −5.05 8,400
Pi Puppis 2.71 −4.92 7,400
Epsilon Pegasi 2.38 −4.8 6,600
Epsilon Canis Majoris 1.50 −4.8 6,600
Bellatrix 1.64 −4.75 6,300
Xi Puppis 3.34 −4.74 6,250
Epsilon Carinae 1.86 −4.58 5,400
W Orionis 5.88 −4.4 4,600
Achernar 0.46 −4.05 3,300[13]
Beta Lyrae 3.52 −3.91 2,900
Polaris 1.97 −3.6 2,200
Gamma Crucis 1.63 −3.2 1,500
Regulus 1.35 −1.6 350
Aldebarán 0.85 −0.63 140
Arcturus −0.04 −0.31 110
Capella 0.08 0.4 55
Castor 1.98 0.5 50
Vega 0.00 0.58 47
Pollux 1.14 0.7 42
Sirio −1.46 1.4 22
HD 38529 5.94 2.7 6.6
Tabit 3.19 3.7 2.6
Alpha Centauri A −0.01 4.38 1.4
Chi1 Orionis 4.41 4.7 1.05
Sol −26.8 4.75 1.0 
  
                                                                                                                                                                                                                                     
 
 
R136a1
 
 
 

R136a1 es una estrella hipergigante azul, conocida actualmente como la estrella más masiva, con una cifra estimada de 265 masas solares. La estrella también es la más luminosa (aunque, según el modelo alto, LBV 1806-20 es más brillante), con una luminosidad de 8 700 000 veces la del Sol La estrella es miembro de R136, un cúmulo estelar en el centro del complejo “30 Doradus” (también conocido como la Nebulosa de la Tarántula), en la Gran Nube de Magallanes.

Un equipo de astrónomos británicos liderado por Paul Crowther, profesor de astrofísica en la Universidad de Sheffield, ha utilizado el gran telescopio VLT (Very Large Telescope) de la ESO en Chile, así como los datos del telescopio espacial Hubble, para el estudio de dos cúmulos de estrellas, NGC 3603 y R136. El cúmulo R136a se pensó alguna vez que podría ser un objeto único supermasivo con 1000-3000 masas solares, hasta que la verdadera naturaleza de R136a fue resuelta mediante holografía interferométrica y se comprobó que es un cúmulo de estrellas densas. El equipo de astrónomos descubrió varias estrellas con temperaturas superficiales de más de 40 000 K, cerca de 7 veces más calientes que el sol, y millones de veces más brillantes. Por lo menos tres estrellas presentan masas que superan las 150 veces la masa del Sol. Una de esas estrellas, R136a1, es la estrella más masiva encontrada hasta la fecha, con 265 masas solares, así como la más luminosa, unas 8 700 000 veces el brillo del Sol. La estrella más grande sigue siendo NML Cygni pero con menos densidad.

R136a1 es una estrella de Wolf-Rayet con una temperatura superficial de más de 50 000 K. Al igual que otras estrellas que se ubican cerca del límite de Eddington, R136a1 ha desprendido gran parte de su propia masa en estallidos violentos. Se estima que, en su nacimiento, la estrella pudo haber tenido unas 320 masas solares y ha estado perdiendo 50 masas solares periódicamente cada cierta cantidad de decenas a centenas de miles de años, en erupciones semejantes a las variables luminosas azules. Aunque es la estrella más masiva, no es una estrella excepcionalmente grande en lo que a volumen se refiere (tiene 35.4 radios solares, y es superada en tamaño por estrellas mucho menos masivas como Aldebarán o Rigel).

Estrellas que han alcanzado entre 8 y 150 masas solares explotan al final de sus vidas como supernovas, dejando atrás a estrellas de neutrones o agujeros negros. Consolidada ya la hipótesis de la existencia de estrellas con un peso comprendido entre 150 y 300 masas solares, los astrónomos sospechan que esa enorme estrella podría explotar como supernova (o incluso hipernova) antes de tiempo, mucho antes del colapso de su núcleo de la forma habitual. La fusión de núcleos de hidrógeno debería crear un gran número de pares electronespositrones, lo cual hace caer la presión termal dentro de la estrella, con el consiguiente colapso parcial. Si R136a1 sufriera tal explosión, conocidas como supernovas de “inestabilidad de pares”, esto debería generar un agujero negro y un remanente de supernova de pocas masas solares.

 File:Eso1030c.jpg
 

R136, también conocido como RMC 136, es un super cúmulo estelar, cerca del centro del complejo 30 Doradus (también conocido como la Nebulosa de la Tarántula), en la Gran Nube de Magallanes. Se trata de un cúmulo de estrellas jóvenes gigantes y supergigantes de edades en torno a 1 o 2 millones de años. La mayoría de sus estrellas son de tipo espectral O3, con 39 estrellas de este tipo confirmadas. Además, hay varias estrellas del tipo Wolf-Rayet.

El cúmulo R136 contiene varios componentes. La naturaleza del componente central, R136a, no estuvo clara inicialmente, hasta que, por medio de la interferometría, se descubrió que consiste en un denso cúmulo de estrellas, que contiene, entre otros objetos celestes, doce estrellas de gran masa y varias estrellas luminosas en su núcleo. Inicialmente se había calculado la masa de las estrellas en el rango de 37 a 76 masas solares. R136 produce la mayor parte de la energía que hace que la Nebulosa de la Tarántula sea visible. Una de las estrellas más masivas de este cúmulo es la R136a1, cuya masa se calcula en 265 veces la de nuestro sol, aunque modelos teóricos permiten calcular que en el momento de su nacimiento pudo haber tenido una masa superior a la de 300 soles. Esto la convierte en la estrella más masiva descubierta hasta la fecha (julio de 2010), al tiempo que la más luminosa, al ser 8.7 millones de veces más brillante que el Sol. La masa total de la agrupación es de 450.000 masas solares, lo que sugiere que probablemente se convierta en un cúmulo globular en el futuro.

File:R136 HST 2009-12-15.jpg

 

La Nebulosa de la Tarántula, también conocida como 30 Doradus o NGC 2070, es una región H II que se encuentra en la Gran Nube de Magallanes. Inicialmente considerada una estrella, en 1751 Nicolas Louis de Lacaille reconoció su naturaleza de nebulosa.

Con una magnitud aparente de 8, la Nebulosa de la Tarántula es un objeto extremadamente luminoso, considerando que se encuentra a unos 170.000 años luz de distancia. Su luminosidad es tal, que si se encontrara a la misma distancia de la Tierra que la Nebulosa de Orión, llegaría a producir sombras. De hecho, es la región de formación estelar más activa conocida dentro de las galaxias del Grupo Local. En su centro se encuentra el cúmulo estelar R136, extraordinariamente compacto, masivo (450000 veces más masivo que el Sol), y rico en estrellas de muy alta masa y luminosidad, que produce la mayor parte de la energía que hace visible la nebulosa, estimándose su edad en 1 ó 2 millones de años y existiendo la posibilidad de que en el futuro se acabe convirtiendo en un cúmulo globular de baja masa.

Otro cúmulo notable, Hodge 301, está situado a unos 150 años luz del centro de la nebulosa.

La supernova más cercana observada desde la invención del telescopio, SN 1987A, tuvo lugar en las afueras de la Nebulosa de la

 

 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Publicado marzo 16, 2013 por astroblogspain en Uncategorized

Una respuesta a “La más bella…

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  1. Muy buen artículo

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