Utente:Edfri/sandbox3

Il diagramma Hertzsprung-Russell. Le supegiganti blu occupano la parte alta sinistra del diagramma

Le supergiganti blu sono stelle che, nella classificazione di Yerkes, hanno classe di luminosità I e classe spettrale O o B. A volte vengono incluse fra le supergiganti blu anche le supergiganti di classe spettrale A o almeno quelle appartenenti alle prime sottoclassi della classe A. Si tratta di stelle molte calde con temperature superficiali comprese fra circa 8000 K e 50000 K e molto luminose (da 10000 a milioni di volte la luminosità del Sole), che occupano, quindi, la parte alta sinistra del diagramma H-R, a destra della sequenza principale. Hanno dimensioni ragguardevoli, maggiori di quella del Sole, ma non raggiungono quelle delle supergiganti rosse. Rappresentano uno stadio evolutivo avanzato delle stelle più massicce; essendo queste ultime stelle molto rare, lo sono anche le supergiganti blu. Le stelle più luminose conosciute sono supergiganti blu.

Classificazione

Le stelle che appartengono alla classe delle supergiganti esibiscono linee spettrali molto più fini rispetto alle stelle appartenenti alla sequenza principale. Le linee assottigliate si presentano solitamente quando l'atmosfera di una stella è molto rarefatta. D'altra parte, una atmosfera rarefatta è indice del fatto che la stella si è espansa, aumentando il suo volume e, di conseguenza, anche la sua superficie radiante, facendo innalzare la luminosità della stella. L'assottigliamento delle linee spettrali è più pronunciato nelle stelle supergiganti rispetto a quelle giganti, indicando una enorme superficie radiante e quindi una luminosità molto elevata. Le stelle supergiganti occupano quindi solitamente la regione superiore del diagramma Hertzsprung-Russell, quella riservata alle stelle più luminose aventi magnitudine assoluta compresa fra −5 e −12. Tuttavia, vi sono altri tipi di supergiganti, in cui l'assottigliamento delle linee spettrali è dovuto ad altri fenomeni, come per esempio le stelle Be.

La classe delle supergiganti è ulteriormente divisa in due sottoclassi, quella delle supergiganti meno luminose, indicata con Ib, e quella delle supergiganti brillanti indicata con Ia. L'indicazione Iab per riferirsi a una classe intermedia fra le due è abbastanza usuale. Stelle eccezionalmente luminose, aventi gravità superficiali estremamente basse, con segni di grandi perdite di massa vengono a volte designate con la classe di luminosità 0 (zero), sebbene ciò sia abbastanza raro. Più frequenti sono le designazioni Ia-0 o Ia⁺. Queste supergiganti eccezionalmente luminose vengono talvolta chiamate ipergiganti.

Le supergiganti blu si distinguono dalle altre supergiganti per essere le più calde. Esse appartengono alle classe spettrali O e B; a volte vengono incluse fra le supergiganti blu anche le stelle di classe A, specie quelle più calde di questa classe. Non c'è dunque una precisa linea di confine fra le supergiganti blu e le meno calde supergiganti gialle.

Evoluzione

Tracce evolutive nel diagramma H-R di stelle con massa iniziale di 0,4 2 15 e 60 M_⊙

Le supergiganti sono uno stadio avanzato dell'evoluzione delle stelle più massicce, aventi una massa iniziale superiore a ≈10 M_⊙. Durante la loro fase di permanenza nella sequenza principale tali stelle si presentano come molto calde e luminose, a causa della rapida fusione dell'idrogeno tramite il ciclo CNO nei loro nuclei convettivi, e appartengono alle prime sottoclassi della classe B o alle ultime sottoclassi della classe O e di conseguenza si presentano di colore azzurro-blu. Esse hanno temperature superficiali comprese superiori ai 25000 K e luminosità superiori a 10.000 L_☉. Contrariamente a quanto avviene nel Sole, gli strati superficiali di queste stelle non sono convettivi. Bruciando molto velocemente il loro combustibile nucleare, queste stelle esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei in pochi milioni di anni, un tempo molto più breve di quello di una stella come il Sole, che impiega diversi miliardi di anni per compiere lo stesso percorso evolutivo.

Alla fine della loro permanenza nella sequenza principale, queste stelle presentano un nucleo di elio molto massiccio, che, non più sostenuto dalle reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno, si contrae e aumenta la sua temperatura. La fusione dell'idrogeno continua invece in un guscio che circonda tale nucleo. La contrazione del nucleo e l'innalzamento della sua temperatura causa l'espansione dell'inviluppo di idrogeno che circonda la zona centrale, in cui avvengono le reazioni nucleari. Espandendosi, tali stelle tendono a sviluppare temperature superficiali più basse e a spostarsi quindi verso destra nel diagramma HR, verso la zona delle supergiganti rosse. Questo processo è molto simile a quello che avviene nelle stelle meno massicce, appartenenti al ramo delle giganti rosse. Nel caso delle supergiganti, tuttavia, in ragione della loro massa maggiore, l'espansione dilata il volume della stella fino a dimensioni enormi. Il raggio di una supergigante rossa può superare di gran lunga i 1000 R_☉.

Le supergiganti blu sono di due tipi: o si tratta di stelle che hanno appena lasciato la sequenza principale e che hanno iniziato il loro tragitto verso la zona delle supergiganti rosse oppure erano supergiganti rosse che a seguito di perdite di massa, del flash dell'elio o di altri meccanismi come la opacizzazione di alcuni strati interni sono tornate a contrarsi e hanno ripercorso a ritroso il tragitto verso la zona delle supergiganti blu. Un possibile modo per distinguere i due tipi di supergiganti blu si basa sulla misura delle abbondanze degli elementi prodotti dal ciclo CNO sulla superficie della stella. Infatti, durante lo stadio di supergigante rossa tali prodotti vengono portati in superficie dal dragaggio e quindi le loro abbondanze risultano molto maggiori nelle supergiganti blu che sono passate attraverso tale stadio.

Quando diventano supergiganti le stelle massicce, oltre a dilatarsi, aumentano la loro luminosità. Tuttavia, l'innalzamento di luminosità a cui le supergiganti blu vanno incontro dopo l'abbandono della sequenza principale è molto meno drammatico di quello che avviene nelle stelle di massa intermedia, quando diventano stelle giganti. Una stella gigante, specie se appartiene al ramo ramo asintotico delle giganti, può avere una luminosità diverse migliaia di volte maggiore rispetto alla stella di sequenza principale da cui si è evoluta, mentre le supergiganti innalzano la loro luminosità di circa tre-cinque volte. Di conseguenza, mentre le stelle con massa simile a quella del Sole percorrono una traccia nel diagramma H-R che le porta verso l'alto e verso la destra nel diagramma stesso, le supergiganti lasciano una traccia quasi orizzontale nel diagramma, dalla parte alta sinistra alla parte alta destra (si ricordi che la scala del diagramma HR in ascissa è logaritmica). Tendenzialmente più una stella è massiccia, meno marcato sarà l'innalzamento della sua luminosità quando esce dalla sequenza principale. Ciò è determinato dal fatto che nelle stelle di grande massa i cambiamenti interni al nucleo, con l'innesco successivo di reazioni nucleari che coinvolgono elementi sempre più pesanti, avvengono talmente velocemente che gli strati più esterni non hanno tempo di rispondere a tali cambiamenti e si modificano in modo relativamente limitato.

Rigel e la nebulosa IC 2118 da essa illuminata.

I dettagli dell'evoluzione delle stelle massicce non sono ancora noti con precisione, dato che si tratta di stelle rare o estremamente rare. In ogni caso, a grandi linee, possiamo delineare il seguente modello: le stelle di massa compresa fra 8-10 M_☉ e 15-17 M_☉, quando escono dalla sequenza principale, passano allo stadio di supergigante blu e poi attraversano in tempi astronomicamente brevi il diagramma H-R per arrivare nella zona delle supergiganti rosse. La relativa velocità del passaggio nella zona delle supergiganti gialle spiega come mai è possibile osservare solo un ridotto numero di stelle di questo tipo. Le stelle di questa massa subiscono moderate perdite di massa durante le diverse fasi della loro evoluzione, cosa che le permette di conservare uno spesso inviluppo di idrogeno intorno al loro nucleo. Esse quindi esplodono in supernovae di tipo II-P, cioè in supernove che manifestano le linee dell'idrogeno nei loro spettri.

O class and early B class stars with initial masses around Template:Solar mass evolve away from the main sequence in just a few million years as their hydrogen is consumed and heavy elements start to appear near the surface of the star. These stars usually become blue supergiants, although it is possible that some of them evolve directly to Wolf–Rayet stars. Expansion into the supergiant stage occurs when hydrogen in the core of the star is depleted and hydrogen shell burning starts, but it may also be caused as heavy elements are dredged up to the surface by convection and mass loss due to radiation pressure increase.

Blue supergiants are newly evolved from the main sequence, have extremely high luminosities, high mass loss rates, and are generally unstable. Many of them become luminous blue variables (LBVs) with episodes of extreme mass loss. Lower mass blue supergiants continue to expand until they become red supergiants. In the process they must spend some time as yellow supergiants or yellow hypergiants, but this expansion occurs in just a few thousand years and so these stars are rare. Higher mass red supergiants blow away their outer atmospheres and evolve back to blue supergiants, and possibly onwards to Wolf–Rayet stars. Depending on the exact mass and composition of a red supergiant, it can execute a number of blue loops before either exploding as a type II supernova or finally dumping enough of its outer layers to become a blue supergiant again, less luminous than the first time but more unstable. If such a star can pass through the yellow evolutionary void it is expected that it becomes one of the lower luminosity LBVs.

The most massive blue supergiants are too luminous to retain an extensive atmosphere and they never expand into a red supergiant. The dividing line is approximately Template:Solar mass, although the coolest and largest red supergiants develop from stars with initial masses of Template:Solar mass. It is not clear whether more massive blue supergiants can lose enough mass to evolve safely into old age as a Wolf Rayet star and finally a white dwarf, or they reach the Wolf Rayet stage and explode as supernovae, or they explode as supernovae while blue supergiants.

Supernova progenitors are most commonly red supergiants and it was believed that only red supergiants could explode as supernovae. SN 1987A, however, forced astronomers to re-examine this theory, as its progenitor, Sanduleak -69° 202, was a B3 blue supergiant. Now it is known from observation that almost any class of evolved high-mass star, including blue and yellow supergiants, can explode as a supernova although theory still struggles to explain how in detail. While most supernovae are of the relatively homogeneous type II-P and are produced by red supergiants, blue supergiants are observed to produce supernovae with a wide range of luminosities, durations, and spectral types, sometimes sub-luminous like SN 1987A, sometimes super-luminous such as many type IIn supernovae.

Properties

Spectrum of a B2 star.

Because of their extreme masses they have relatively short lifespans and are mainly observed in young cosmic structures such as open clusters, the arms of spiral galaxies, and in irregular galaxies. They are rarely observed in spiral galaxy cores, elliptical galaxies, or globular clusters, most of which are believed to be composed of older stars, although the core of the Milky Way has recently been found to be home to several massive open clusters and associated young hot stars.

The best known example is Rigel, the brightest star in the constellation of Orion. Its mass is about 20 times that of the Sun, and its luminosity is around 117,000 times greater. Despite their rarity and their short lives they are heavily represented among the stars visible to the naked eye; their immense brightness is more than enough to compensate for their scarcity.

Blue supergiants have fast stellar winds and the most luminous, called hypergiants, have spectra dominated by emission lines that indicate strong continuum driven mass loss. Blue supergiants show varying quantities of heavy elements in their spectra, depending on their age and the efficiency with which the products of nucleosynthesis in the core are convected up to the surface. Quickly rotating supergiants can be highly mixed and show high proportions of helium and even heavier elements while still burning hydrogen at the core; these stars show spectra very similar to a Wolf Rayet star.

While the stellar wind from a red supergiant is dense and slow, the wind from a blue supergiant is fast but sparse. When a red supergiant becomes a blue supergiant, the faster wind it produces impacts the already emitted slow wind and causes the outflowing material to condense into a thin shell. In some cases several concentric faint shells can be seen from successive episodes of mass loss, either previous blue loops from the red supergiant stage, or eruptions such as LBV outbursts.

Examples

• MACS J1149 Lensed Star 1 (or Icarus) – most distant individual star detected
• Rigel (β Orionis), a blue-white (B-type) supergiant
• UW Canis Majoris (UW CMa), a blue (O-type) supergiant
• Zeta Puppis (Naos), a blue (O-type) supergiant