Astrofísica estelar
estrella gigante luminosa es una estrella de clase de luminosidad II en laclasificación MKK. Son estrellas cuyas características son intermedias entre las de unaestrella gigante y las de una estrella supergigante. En general entran dentro de este grupo aquellas estrellas gigantes con una luminosidad especialmente alta, si bien no son tan brillantes ni tan masivas como para ser clasificadas como supergigantes.
En la siguiente tabla se recogen estrellas gigantes luminosas de los distintos tipos espectrales ordenadas de mayor a menor temperatura.
| Nombre | Denominación de Bayer | Tipo espectral |
|---|---|---|
| Murzim | β Canis Majoris | B1 II-III* |
| Muliphein | γ Canis Majoris | B8 II |
| e Velorum | e Velorum | A6 II |
| Sargas | θ Scorpii | F1 II |
| Sham | α Sagittae | G1 II |
| Kraz | β Corvi | G5 II |
| Dabih | β1 Capricorni | K0 II |
| Hassaleh | ι Aurigae | K3 II |
| Scheat | β Pegasi | M2.5 II-III* |
| Ras Algethi A | α Herculis | M5 II |
VY Canis Majoris (VY CMa), es una estrella hipergigante roja, la más grande y una de las más luminosas conocidas hasta hoy día, localizada en la constelación de Canis Major.
Características físicas
Hay dos opiniones diferentes en relación con VY CMa. Una de ellas (según estudios de un equipo de astrónomos liderado por Roberta Humpreys pertenecientes a la Universidad de Minnesota, y que la han estudiado a través del Telescopio Espacial Hubble y el observatorio W.M. Keula en Hawái) es que la estrella es una enorme y luminosa hipergigante roja, con un radio entre 1800 y 2600 radios solares, en cuyo caso su superficie se extendería, si se la ubicara en el lugar del Sol, más allá de la órbita de Saturno. La otra (en base a los estudios de Massey, Levesque y Plez), es que la estrella es una supergigante normal, con un radio estimado en los 600 radios solares.
Estimaciones anteriores de su diámetro la han hecho aún más grande, con un radio de 14 unidades astronómicas, lo que equivale a 3000 radios solares. Hay que tener en cuenta que, al parecer, no es posible ver directamente la fotosfera de VY Canis Majoris, y que lo que en realidad se observa es luz reflejada y reemitida por los granos de polvo existentes en las capas de material expulsadas por ella, lo que dificulta su estudio; la estrella se ha desprendido ya de una buena parte de su atmósfera, creando a su alrededor una capa que contiene polvo y aproximadamente el doble del oxígeno que de carbono y que ha sido estudiada en detalle por el Telescopio Espacial Hubble, mostrando diversos arcos que han sido interpretados como producidos por violentas erupciones solares.
La presencia de dicha nebulosa y sus similitudes con la que rodea a IRC+10420 han llevado a algunos autores a suponer que VY Canis Majoris está evolucionando para convertirse en un astro similar al comentado, y de ahí en una estrella variable luminosa azul, y luego, tal vez en una estrella Wolf-Rayet antes de estallar finalmente como supernova; se ha calculado que esta estrella inició su vida como una estrella de clasificación espectral O y una masa de 30-40 masas solares.
Durante un tiempo se pensó que esta estrella sería un sistema estelar múltiple (de hecho, la estrella aparece en varios catálogos de estrellas dobles y múltiples), pero aunque se haya podido comprobar que las presuntas «compañeras» son en realidad condensaciones en la mencionada nebulosa y no estrellas reales, algunos autores consideran que quizás exista una compañera auténtica, con un período de rotación alrededor de VY Canis Majoris de varios miles de años.
También se ha estimado que esta estrella pueda convertirse en supernova dentro de unos 3200 años
Fuente: http://es.wikipedia.org/wiki/VY_Canis_Majoris
Comparacion de tamaño
Video explicativo
link: http://www.youtube.com/watch?v=mIdA83AKRX8
Listado de estrellas y comparaciones
Nombre de la estrella - Diámetro (Sol = 1)
VY Canis Majoris 1800 - 2100
WOH G64 1734 - 2000
VV Cephei 1600 - 1900
Mu Cephei 1450 - 1650
V354 Cephei 1520
RW Cephei 1410 - 1500
KW Sagittarii 1460
KY Cygni 1420
BC Cygni 1230
CK Carinae 1060
HV 11423 1000
Betelgeuse 880 - 950
S Cassiopeiae 930
W Aquilae 870
V838 Monocerotis 800
TV Geminorum 623 - 770
V382 Carinae 747
Antares (Alfa Scorpii) 700
RW Cygni 680
BU Geminorum 670
V509 Cassiopeiae 400 - 650
TZ Cassiopeiae 645
W Persei 620
S Pegasi 580
NO Aurigae 560
T Cephei 540
YZ Persei 540
R Leporis 480 - 535
119 Tauri 510 - 525
W Hydrae 520
Y1 Aurigae 511
R Cassiopeiae 500
S Orionis 400 - 500
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
Estrella Pistola 340
Ji Cygni 300 - 316
V424 Lacertae 260
Y Canum Venaticorum 215
Wezen (Delta Canis Majoris) 200
Eta Carinae 80 - 180
Épsilon Aurigae A 175
Zeta Aurigae 160
LBV 1806-20 150
Enif (Épsilon Pegasi) 150
Épsilon Aurigae B 100 - 135
Deneb (Alfa Cygni) 108 - 114
Gacrux (Gamma Crucis) 113
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
Kochab (Beta Ursae Minoris) 41
Características físicas
Hay dos opiniones diferentes en relación con VY CMa. Una de ellas (según estudios de un equipo de astrónomos liderado por Roberta Humpreys pertenecientes a la Universidad de Minnesota, y que la han estudiado a través del Telescopio Espacial Hubble y el observatorio W.M. Keula en Hawái) es que la estrella es una enorme y luminosa hipergigante roja, con un radio entre 1800 y 2600 radios solares, en cuyo caso su superficie se extendería, si se la ubicara en el lugar del Sol, más allá de la órbita de Saturno. La otra (en base a los estudios de Massey, Levesque y Plez), es que la estrella es una supergigante normal, con un radio estimado en los 600 radios solares.
Estimaciones anteriores de su diámetro la han hecho aún más grande, con un radio de 14 unidades astronómicas, lo que equivale a 3000 radios solares. Hay que tener en cuenta que, al parecer, no es posible ver directamente la fotosfera de VY Canis Majoris, y que lo que en realidad se observa es luz reflejada y reemitida por los granos de polvo existentes en las capas de material expulsadas por ella, lo que dificulta su estudio; la estrella se ha desprendido ya de una buena parte de su atmósfera, creando a su alrededor una capa que contiene polvo y aproximadamente el doble del oxígeno que de carbono y que ha sido estudiada en detalle por el Telescopio Espacial Hubble, mostrando diversos arcos que han sido interpretados como producidos por violentas erupciones solares.
La presencia de dicha nebulosa y sus similitudes con la que rodea a IRC+10420 han llevado a algunos autores a suponer que VY Canis Majoris está evolucionando para convertirse en un astro similar al comentado, y de ahí en una estrella variable luminosa azul, y luego, tal vez en una estrella Wolf-Rayet antes de estallar finalmente como supernova; se ha calculado que esta estrella inició su vida como una estrella de clasificación espectral O y una masa de 30-40 masas solares.
Durante un tiempo se pensó que esta estrella sería un sistema estelar múltiple (de hecho, la estrella aparece en varios catálogos de estrellas dobles y múltiples), pero aunque se haya podido comprobar que las presuntas «compañeras» son en realidad condensaciones en la mencionada nebulosa y no estrellas reales, algunos autores consideran que quizás exista una compañera auténtica, con un período de rotación alrededor de VY Canis Majoris de varios miles de años.
También se ha estimado que esta estrella pueda convertirse en supernova dentro de unos 3200 años
Fuente: http://es.wikipedia.org/wiki/VY_Canis_Majoris
Comparacion de tamaño
El punto mas chico ubicado a la izquierda es nuestro sol.
Video explicativo
link: http://www.youtube.com/watch?v=mIdA83AKRX8
Listado de estrellas y comparaciones
Nombre de la estrella - Diámetro (Sol = 1)
VY Canis Majoris 1800 - 2100
WOH G64 1734 - 2000
VV Cephei 1600 - 1900
Mu Cephei 1450 - 1650
V354 Cephei 1520
RW Cephei 1410 - 1500
KW Sagittarii 1460
KY Cygni 1420
BC Cygni 1230
CK Carinae 1060
HV 11423 1000
Betelgeuse 880 - 950
S Cassiopeiae 930
W Aquilae 870
V838 Monocerotis 800
TV Geminorum 623 - 770
V382 Carinae 747
Antares (Alfa Scorpii) 700
RW Cygni 680
BU Geminorum 670
V509 Cassiopeiae 400 - 650
TZ Cassiopeiae 645
W Persei 620
S Pegasi 580
NO Aurigae 560
T Cephei 540
YZ Persei 540
R Leporis 480 - 535
119 Tauri 510 - 525
W Hydrae 520
Y1 Aurigae 511
R Cassiopeiae 500
S Orionis 400 - 500
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
Estrella Pistola 340
Ji Cygni 300 - 316
V424 Lacertae 260
Y Canum Venaticorum 215
Wezen (Delta Canis Majoris) 200
Eta Carinae 80 - 180
Épsilon Aurigae A 175
Zeta Aurigae 160
LBV 1806-20 150
Enif (Épsilon Pegasi) 150
Épsilon Aurigae B 100 - 135
Deneb (Alfa Cygni) 108 - 114
Gacrux (Gamma Crucis) 113
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
Kochab (Beta Ursae Minoris) 41
estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.- ....................................................:https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=bd558220eea3defe352f4e43996f3dedf642c734&writer=rdf2latex&return_to=Estrella+variable
La temperatura sobre la superficie terrestre no ha variado significativamente desde hace unos 3.000 millones de años, lo que lleva a pensar que el Sol ha permanecido irradiando la misma cantidad de energía desde al menos ese número de años. Sin embargo, a través de cuidadosas mediciones de la cantidad de luz que nos llega de los astros, se ha encontrado que un porcentaje bastante grande de estrellas varían de brillo: ya que no irradian la misma cantidad de luz con el transcurso del tiempo. Muchas estrellas varían de brillo en forma periódica, otras lo hacen irregularmente y algunas pocas lo hacen explosivamente.
El primer caso conocido y registrado fue el de una estrella de la constelación de la Ballena, que llega a ser tan brillante como para ser visible a simple vista y luego disminuye de brillo de forma tal que se hace invisible al ojo humano; se la bautizó con el nombre de Mira o sea "la maravillosa".
Mira es una estrella variable clasificada como pulsante (no debe confundirse una estrella variable pulsante con un pulsar) y aún hoy su variación se repite regularmente con un período de alrededor de un año. Existen estrellas similares a Mira, que aumentan y disminuyen regularmente de tamaño, lo que involucra un cambio en la cantidad de luz que irradian al espacio. Es decir, las variables pulsantes varían de brillo como resultado de una pulsación de su estructura interna .
Algunas variables pulsantes son extremadamente brillantes y además tienen la particularidad de que el período de variación se relaciona directamente con el brillo intrínseco de la estrella (por brillo intrínseco se entiende el brillo que realmente tiene la estrella y no el brillo observado, que es el que se mide desde la Tierra).
Existe por lo tanto una relación entre el período, el brillo intrínseco y la distancia. los astrónomosdeterminaron que si se obtiene el período de una variable pulsante se puede conocer fácilmente su brillo intrínseco y derivar, luego, la distancia a que se encuentra; las variables pulsantes son, por lo tanto, estraordinariamente útiles para determinar indirectamente las distancias de las agrupaciones estelares de las que forman parte.
Sin embargo, las estrellas variables más notables son, sin duda, las denominadas eruptivas: repentinamente emiten una cantidad inusual de radiación (parece que estallaran); se han identificado varias tipos, entre los cuales, los más conocidos son las estrellas novas y las supernovas.
Las novas aumentan de brillo rápidamente: en uno o dos días llegan a su máximo fulgor y luego decaen lentamente. En su brillo máximo a veces logran ser visibles a simple vista. Se ha encontrado que una nova expulsa al espacio una pequeña parte de la materia que la compone, ya que se forma una nebulosa a su alrededor que luego se va disipando a alta velocidad.
El fenómeno supernova (ya mencionado), es más espectacular. Se trata de estrellas, en su última etapa de existencia, que estallan produciendo un aumento gigantesco de brillo; también llegan a su máximo fulgor en uno o dos días, y luego disminuyen muy lentamente en el transcurso de uno o dos años. En esta explosión las supernovas expulsan una parte considerable de su estructura la que origina una nebulosa en expansión muy notable (remanentes). Se han observado supernovas en otras galaxias y en algunos casos fueron tan brillantes como toda la galaxia misma; esto da una idea de la extraordinaria cantidad de energía que es emitida por las supernovas en un tiempo relativamente corto.
El caso mejor estudiado es el de la Nebulosa del Cangrejo; un objeto gaseoso que se formó como resultado de la explosión de una supernova observada en el año 1054. De la medida de la expansión de esta nebulosa se ha podido determinar la fecha en que toda ella estaba acumulada en un punto, y ello coincide con la fecha en que en esa región del cielo se observó una estrella tan brillante que de acuerdo a las crónicas de esa época, llegó a ser visible en pleno día.
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