Hola, bienvenidos a mi post de astronomia.
Esta es la ultima parte de mis anteriores posts, de las estrellas mas luminosas del universo conocido.
En la segunda parte, habiamos terminado con la estrella VV Cephei la cual es entre 163.000 a 535.000 veces mas luminosa que el sol, aca termino con las ultimas y mas luminosas que se han descubierto.
Esta es la ultima parte de mis anteriores posts, de las estrellas mas luminosas del universo conocido.
En la segunda parte, habiamos terminado con la estrella VV Cephei la cual es entre 163.000 a 535.000 veces mas luminosa que el sol, aca termino con las ultimas y mas luminosas que se han descubierto.
KV Cygni
Luminosidad equivale a 270.000 soles
KY Cygni (KY Cyg / N 339.1929 / RAFGL 2575) es una estrella de la constelación del Cisne,distante aproximadamente 5200 años luz del Sistema Solar. Es una supergigante roja de tipo espectral M3, pero de un tamaño colosal. Su hallazgo se llevó a cabo tras estudiar una muestra de 74 supergigantes rojas en la Vía Láctea y fue presentado en el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en 2005. Es miembro de la Asociación estelar Cygns OB1.
Aunque KY Cygni no es la estrella conocida de mayor tamaño, siendo superada por VY Canis Majoris o VV Cephei, es mucho más grande que otras conocidas supergigantes como Antares y Betelgeuse. Con un diámetro 1420 veces mayor que el diámetro solar, si estuviese situada en el lugar del Sol, su superficie se extendería hasta 6,6 UA, una distancia intermedia entre las órbitas de Júpiter y de Saturno. Con una masa de 25 soles, su futuro es estallar como una supernova, pudiendo dejar como remanente una estrella de neutrones o incluso un agujero negro.
Una estrella tan enorme como KY Cygni también es muy luminosa. Su luminosidad es 270.000 veces superior a la luminosidad solar, aunque en esta faceta es claramente superada por otras estrellas más masivas y calientes. Es una variable irregular de tipo LC cuyo brillo varía entre magnitud aparente +13,5 y +15,5.
VY Canis Majoris
Luminosidad equivale a 300.000 soles
VY Canis Majoris (VY CMa), es una estrella hipergigante roja, localizada en la constelación de Canis Major. Es una de las estrellas conocidas más grandes y luminosas. En su momento fue la mayor estrella conocida, aunque luego se descubrieron otras estrellas de mayor tamaño. En la actualidad la mayor estrella conocida es NML Cygni.
Hay dos opiniones diferentes en relación con VY CMa. Una de ellas (según estudios de un equipo de astrónomos liderado por Roberta Humphreys 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, que inicialmente se ha supuesto 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-, existiendo estimaciones anteriores de su diámetro que la consideran aún más grande, con un radio de 19 unidades astronómicas, lo que equivale a 3000 radios solares, muy por encima del radio máximo que según los modelos puede tener una estrella supergigante roja. La otra (con base en los estudios de Massey, Levesque y Plez), es que la estrella es una supergigante normal, con un radio estimado en los 600 radios solares.
Las últimas mediciones sugieren que su radio es 1420±120 veces el del Sol (es decir, similar al de otras hipergigantes rojas cómo Mu Cephei ó V354 Cephei y dentro de lo que las teorías de evolución estelar predicen).
Su luminosidad (asumiendo un radio de 1420 veces el del Sol) es aproximadamente 300.000 veces superior a la de nuestra estrella.
Habitualmente se ha asumido para VY Canis Majoris una distancia al Sol de 1,5 kilopársecs (4900 años luz) con base a su posible asociación con una nube molecular cercana y al también vecino cúmulo abierto NGC 2362; sin embargo, mediciones más recientes con ayuda del VLBI dan una distancia menor, de entre 1,14 y 1,2 kilopársecs; los diámetros y luminosidades dados arriba asumen ésta última distancia.
Mu Cephei
Luminosidad equivale a 350.000 / 475.000 soles
Mu Cephei (μ Cephei / Mi Cephei / HD 206936) es una estrella en la constelación de Cefeo de magnitud aparente media +4,04. Recibe el título de Estrella granate debido a su intenso color rojo, especialmente destacado si se la observa a través de prismáticos o telescopios pequeños. Se encuentra a una incierta distancia del Sistema Solar comprendida entre 2.400 y 2.800 años luz.
Mu Cephei una estrella hipergigante roja de tipo espectral M2Ia o M1I una de las estrellas más grandes que se conocen. Su diámetro —calculado a partir de la medida directa de su diámetro aparente de 0,021 segundos de arco y considerando que está a 2.400 años luz— es 1.650 veces mayor que el solar, equivalente a unas 13,5 UA; otros autores, sin embargo, le asignan un diámetro menor, 1.420 veces más grande que el del Sol. Su comparación con la estrella de Barnard, una enana roja cercana, equivale a comparar una cabeza de alfiler con la cúpula de la Basílica de San Pedro; si se considera que la luz tarda 0,133 segundos en circunnavegar la Tierra y 14,577 segundos en circunnavegar el Sol, la cifra empleada en el caso de Mu Cephei —24.077,8 segundos o 6,69 horas—, da una clara idea del tamaño asombroso de esta estrella.
La luminosidad de Mu Cephei equivale a 350.000 veces la del Sol —para una distancia de 2.400 años luz—, pero si se considera la distancia mayor de 2.800 años luz, su luminosidad asciende a 475.000 soles. Su temperatura superficial es de 3700 K. Presenta un contenido en metales ligeramente superior al solar ([Fe/H] = +0,05).
Alnilam
Luminosidad equivale a 375.000 soles
Alnilam (Épsilon Orionis / ε Ori / 46 Orionis / HIP 26311) es, con magnitud aparente +1,70, la cuarta estrella más brillante en la constelación de Orión. Forma parte del llamado Cinturón de Orión (o «Las Tres Marías») junto a Mintaka (δ Orionis) y Alnitak (ζ Orionis), siendo la más brillante de las tres, pese a que es la más lejana (1340 años luz). Su nombre proviene del árabe Al Nizam, «el hilo de perlas».
Alnilam es una supergigante azul de tipo espectral B0Iab, muy masiva (unas 40 masas solares), y extraordinariamente luminosa: incluyendo la gran cantidad de radiación ultravioleta emitida por la estrella, su luminosidad equivale a 375.000 veces la luminosidad solar. Su temperatura superficial es de 25.000 K, tan caliente que ilumina la nebulosa de reflexión NGC 1990. Un fuerte viento estelar que sopla desde su superficie a 2000 km/s hace que pierda masa a un ritmo 20 millones de veces mayor que el Sol.
Es una estrella variable pulsante irregular del tipo Alfa Cygni, con una fluctuación en su brillo de 0,1 magnitudes. Con una edad aproximada de sólo 4 millones de años, en el futuro se convertirá en una supergigante roja para luego explotar como supernova y dejar una estrella de neutrones como remanente.
Ji2 Orionis
Luminosidad equivale a 410.000 soles
Ji2 Orionis (χ2 Orionis / 62 Orionis / HD 41117) es una estrella en la constelación de Orión de magnitud aparente +4,65. Aunque comparte la denominación de Bayer «Ji» con Ji1 Orionis, no existe relación física entre ambas. Mientras que Ji1 Orionis es una enana amarilla a sólo 28,7 años luz del Sistema Solar, Ji2 Orionis se encuentra tan alejada que su distancia no puede ser medida por paralaje. El valor generalmente adoptado —por su probable pertenencia a la asociación OB de Géminis— es de 4900 años luz.
Como cabe esperar por su distancia y brillo, Ji2 Orionis es una supergigante o hipergigante blanco-azulada enormemente luminosa, 410.000 veces más que el Sol. De tipo espectral B2Iaev, su radio es 59 veces más grande que el radio solar, equivalente a 0,28 UA. Se sabe además que Ji2 Orionis es una estrella binaria, su duplicidad descubierta mediante ocultación.
Con una masa estimada de 35 - 40 masas solares, la edad de Ji2 Orionis es de sólo 5 millones de años. En un futuro no muy lejano estallará como una brillante supernova, al producirse el colapso de su núcleo de hierro, ya que la fusión nuclear no progresa más allá de este elemento. Aunque la mayor parte de los núcleos colapsan en una estrella de neutrones, la enorme masa de Ji2 Orionis puede hacer que su núcleo acabe formando un agujero negro.
HR Carinae
Luminosidad equivale a 500.000 soles
HR Carinae (HR Car / HD 90177 / HIP 50843) es una estrella variable en la constelación de Carina. Aún siendo una de las estrellas más luminosas de la galaxia —véase más abajo—, sólo tiene magnitud aparente +7,57, ya que se encuentra a 5 ± 1 kilopársecs de distancia.2
HR Carinae es una variable luminosa azul, una clase de estrellas muy poco frecuente, ya que sólo se conocen aproximadamente una docena de ellas en la Vía Láctea. Extraordinariamente luminosas —la luminosidad de HR Carinae es 500.000 mayor que la del Sol—, estas estrellas se encuentran en un estado de rápida evolución desde una caliente estrella de tipo O que fusiona hidrógeno a una estrella de Wolf-Rayet que fusiona helio. El tipo espectral de HR Carinae es B2I y tiene una temperatura efectiva de 10.000 K. Su masa se aproxima a las 40 masas solares y pierde masa a razón de 6,8 × 10-5 masas solares por año. Su radio es 350 veces más grande que el radio solar. Parece que rota a gran velocidad —150 ± 20 km/s—, equivalente al 88% de la velocidad crítica por encima de la cual la estrella se desintegraría. De hecho, se piensa que algunas de estas variables que rotan a gran velocidad no son capaces de perder momento angular y explotan durante la fase de variable luminosa azul.
HR Carinae se halla rodeada de una tenue nebulosa muy difícil de observar en el espectro visible por la gran luminosidad de la estrella. La nebulosa posee, a gran escala, una morfología bipolar, expandiéndose sus lóbulos en dirección SE-NW; por su parte, la nebulosa interior es notablemente asimétrica y no concuerda con la estructura a gran escala. Una característica desconcertante es que la estrella no produce la suficiente cantidad de fotones ionizados como para mantener la nebulosa ionizada; una posible explicación para este hecho —así como para explicar la marcada asimetría de la nebulosa interior— sería la presencia de una compañera estelar, aún no detectada, con las propiedades requeridas.
IRC+10420
Luminosidad equivale a 500.000 soles
IRC+10420, también conocida cómo V1302 Aql, es una estrella hipergigante (que fue inicialmente clasificada cómo una protonebulosa planetaria por algunos autores) situada en la constelación del Águila, a una distancia de entre 3 y 5 kiloparsecs.
Pese a ser una de las estrellas más luminosas conocidas, con una luminosidad de más de 500.000 veces la del Sol, es invisible a simple vista y necesita un telescopio para ser observada.
Durante los últimos 20 años, el tipo espectral de ésta estrella ha variado desde F8 hasta A manteniéndose su luminosidad constante, lo que junto a la gran cantidad de materia que ha expulsado ha llevado a pensar que es un astro de 40 ó 50 masas solares en una fase muy avanzada de su vida, evolucionando desde la fase de supergigante roja hacia la de estrella de Wolf-Rayet ó la de Variable Luminosa Azul (LBV), ó incluso a la de presupernova; de acuerdo con algunos modelos, la estrella en sí, que parece tener una temperatura superficial elevada y que estamos viendo desde uno de sus polos, tiene apenas 10 masas solares y está envuelta por 30 ó 40 masas solares de material expulsado por potentes vientos solares. Dicho material la oculta, llegando a formar una "pseudofotosfera" que la hace aparecer cómo una estrella hipergigante amarilla ó blanca en vez de lo que es en realidad.
El material expulsado por IRC+10420 brilla iluminado por ésta cómo una nebulosa de reflexión, siendo ésto lo que se ve y no el propio astro. Imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble han mostrado una compleja estructura en ella que incluye rayos, arcos, y condensaciones de material brillante -los cuales muestran evidencias de fuerte pérdida de masa estelar durante los últimos siglos-, y que ha sido comparada a la que rodea a VY Canis Majoris.
Rho Cassiopeiae
Luminosidad equivale a 550.000 soles
Rho Cassiopeiae (ρ Cas / 7 Cassiopeiae / HD 224014) es una estrella hipergigante en la constelación de Cassiopeia. Está situada al suroeste de Caph (β Cassiopeiae), al noroeste de Schedar (α Cassiopeiae) y al este de M52 y NGC 7635. Se encuentra muy alejada, a unos 10.000 años luz del Sistema Solar, pero a pesar de la distancia es visible a simple vista.
Rho Cassiopeiae es una hipergigante amarilla de tipo espectral G2Ia. Esta clase de estrellas son objetos particularmente raros de los que sólo hay siete conocidos en la Vía Láctea. Con una temperatura superficial de 7300 K, la luminosidad de Rho Cassiopeiae, la mayor parte como luz visible, es de 550.000 soles. Su radio, unas 450 veces mayor que el del Sol, equivale a 2,15 UA. Situada en el centro del sistema solar, los cuatro primeros planetas, incluida la Tierra, quedarían englobados dentro de la propia estrella. Es una de las estrellas conocidas de mayor tamaño.
Rho Cassiopeiae es una estrella de luminosidad variable. Su variabilidad no es bien conocida y es considerada una variable irregular o semirregular. Su magnitud aparente habitual es +4,52, pero en 1946 bajó hasta magnitud 6. Lo mismo ocurrió en 2000-2001, cuando produjo uno de los mayores estallidos conocidos, expulsando un 3% de la masa solar, el equivalente a 10.000 veces la masa de la Tierra. Parece que sufre estas erupciones cada 50 años aproximadamente —datos previos sugieren erupciones en 1893 y 1945—. Cuando cambia su luminosidad, también su tipo espectral varía entre F8 y K5, aunque en 1946 llegó a M5.
Tras la erupción de 2000, la atmósfera de la estrella ha estado pulsando de forma extraña. Sus capas exteriores parecen estar colapsando de nuevo, como ocurrió antes de su último estallido. Los astrónomos piensan que una erupción aún mayor puede ser inminente. De hecho, se espera que explote como supernova en un futuro cercano.
Naos
Luminosidad equivale a 550.000 soles
Naos es el nombre que recibe la estrella ζ Puppis (ζ Pup / HD 66811) de magnitud aparente +2,21, la más brillante de la constelación de Puppis y la 66 del cielo nocturno. Su nombre proviene del griego ναύς, que significa «barco». Otro nombre por el que es conocida esta estrella es Suhail Hadar, de origen árabe.
Naos es una supergigante azul de tipo espectral O5Ia —también catalogada como O4I— excepcionalmente caliente con una temperatura superficial de 42.000 K. Es una estrella muy masiva cuya masa es 22,5 veces mayor que la del Sol —cifra que puede aumentar hasta 40 masas solares según otras fuentes—. Es una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea; considerando que la mayor parte de la radiación emitida se encuentra en el rango del ultravioleta, es 550.000 veces más brillante que el Sol. Su radio es 14 veces más grande que el radio solar.
Una estrella de estas características, con una masa comprendida entre 22 y 40 masas solares, terminará su vida estallando como una espectacular supernova, dejando como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.
S Doradus
Luminosidad equivale a 1.000.000 soles
S Doradus (S Dor / HD 35343 / CD-69 295) es una estrella variable en la constelación austral de Dorado, prototipo de una clase de variables que llevan su nombre, variables S Doradus o variables azules luminosas. No pertenece a nuestra galaxia, la Vía Láctea, sino al cúmulo abierto NGC 1910 en la Gran Nube de Magallanes y se encuentra a unos 180.000 años luz de distancia del Sistema Solar.
Con una magnitud absoluta que puede llegar a -10 y una luminosidad de más de 1 millón de soles, S Doradus es una estrella hipergigante y una de las más luminosas que se conocen. Sin embargo, la gran distancia que nos separa de ella hace que sea invisible a simple vista. Su magnitud aparente varía entre +8,6 y +11,7, con variaciones de brillo lentas y de larga duración, salpicadas por estallidos ocasionales. Su temperatura superficial es menor que la de otras variables azules luminosas, pero su diámetro es mayor.
Su espectro es similar al de la estrella P Cygni, variable del mismo tipo. Estas estrellas son muy masivas, al menos 60 veces más que el Sol, y su vida no puede exceder unos pocos millones de años. Estudios del año 1999 muestran que ahora el espectro de S Doradus es similar al de una estrella supergigante de tipo espectral F, algo que no se había observado en los 50 años anteriores, aunque en numerosas ocasiones la estrella tuvo el mismo brillo. Se desconoce la causa de este cambio.
AG Carinae
Luminosidad equivale a 1.000.000 soles
AG Carinae (AG Car / HD 949101) es una estrella variable en la constelación austral de Carina. Aunque es una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea, la gran distancia que nos separa de ella —aproximadamente unos 6 kilopársecs o 19.600 años luz— y el polvo interestelar que la luz encuentra en su recorrido hace que no sea visible a simple vista.
AG Carinae es una variable luminosa azul de tipo espectral B2. Esta clase de estrellas son muy poco frecuentes en nuestra galaxia y AG Carinae es una de las más conocidas. Aparentemente la estrella está en una fase de rápida transición entre una supergigante azul de tipo espectral O y una estrella de Wolf-Rayet. Con una luminosidad un millón de veces superior a la del Sol, tiene una masa de 50 masas solares. Su temperatura superficial es variable; entre 1985 y 1990 era de 22.800 K, mientras que en 2000-2001 descendió hasta 17.000 K. En ambas épocas también se observaron variaciones tanto en la velocidad del viento estelar como en el ritmo de pérdida de masa estelar; éste pasó de 1,5 × 10-5 masas solares por año en 1985-1990 a 3,7 × 10-5 masas solares por año en 2000-2001.
En cuanto a la composición química, la superficie estelar de AG Carinae muestra, por una parte, «sobreabundancia» de helio, nitrógeno y sodio, y, por otra, bajos contenidos relativos de hidrógeno, carbono y oxígeno, indicando la presencia de material proveniente del ciclo CNO. Los modelos de evolución estelar indican que una estrella con una masa inicial de 85 masas solares alcanza el contenido de helio que actualmente tiene AG Carinae a una edad de 3 millones de años.
Pistol Star
Luminosidad equivale a 1.700.000 soles
La Estrella Pistola (en inglés Pistol Star) es una de las estrellas hipergigantes más luminosas de la Vía Láctea. Su nombre proviene de la forma de la nebulosa que ilumina, la Nebulosa Pistola.
La Estrella Pistola se encuentra a 25.000 años luz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Sagitario, al oeste de Nash (γ Sagittarii) y Kaus Medius (δ Sagittarii) , al noroeste de Kaus Australis (ε Sagittarii), y al sureste de Kaus Borealis (λ Sagittarii) y Nunki (σ Sagittarii). Forma parte del Cúmulo Quíntuple cercano al centro de la galaxia.
La estrella es invisible desde la Tierra, ya que se halla oculta detrás de grandes nubes de polvo; si no fuese así, sería visible a simple vista como una estrella de cuarta magnitud pese a la gran distancia que nos separa de ella. Fue descubierta por el Telescopio Espacial Hubble en la década de 1990 utilizando longitudes de onda en el infrarrojo que penetran el polvo interestelar.
Con una masa en torno a 150 masas solares, la Estrella Pistola está catalogada como una variable azul luminosa, al igual que Eta Carinae, siendo una de las estrellas más luminosas del Grupo Local, del que forma parte nuestra galaxia. El hecho de que esté cerca del centro galáctico parece no ser casual, ya que allí se favorece la creación de objetos supermasivos.
A lo largo de su existencia ha ido perdiendo masa estelar, estimándose su masa inicial en torno a las 200 - 250 masas solares. Se piensa que la estrella ha expulsado 10 veces la masa del Sol en forma de material arrojado durante dos gigantescos estallidos hace 4000 y 6000 años. Su viento estelar es 10.000 millones de veces mayor que el solar. Su tiempo de vida es muy corto, aproximadamente unos 3 millones de años, y aunque no se sabe su edad con certeza, ésta puede cifrarse entre 1,7 y 2,1 millones de años. Probablemente explotará como una brillante supernova o hipernova dentro de 1 a 3 millones de años.
HD 269810
Luminosidad equivale a 2.400.000 soles
HD 269810 (HDE 269810 / RMC 122 / Sk -67 211) es una estrella que se encuentra en la región H II DEM 241 en la Gran Nube de Magallanes. Visualmente en la constelación de Dorado, su magnitud aparente es +12,28.
HD 269810 está catalogada como una gigante azul de tipo espectral O2III(f). Su espectro óptico y ultravioleta es característico de una estrella ON, por lo que recientemente ha sido clasificada como ON2III(f*), categoría recientemente definida. Esta clase ha sido interpretada en términos de mezcla del material CNO reciclado en la atmósfera y en el viento estelar.
Con una temperatura superficial aproximada de 52.500 K, HD 269810 es una de las estrellas más calientes que existen. Es asimismo enormemente luminosa, brillando con una luminosidad más de 2 millones de veces superior a la del Sol. Su radio es 18,5 veces más grande que el radio solar, y con una masa estimada de 150 masas solares, es una de las estrellas más masivas que se conocen. Sufre grandes erupciones y presenta un ritmo de pérdida de masa estelar muy elevado. En cuanto a su composición química, HD 269810 muestra una relación nitrógeno/carbono apreciablemente más alta (en un factor de 23) que la existente en el medio interestelar de la Gran Nube de Magallanes.
Modelos teóricos —considerando una velocidad de rotación en el ecuador inicial de 300 km/s y la metalicidad de la Gran Nube de Magallanes— sitúan a HD 269810 cerca de la secuencia principal de edad cero (ZAMS) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, lo cual es consistente con un temprano estado evolutivo.
WR 102ka
Luminosidad equivale a 3.200.000 soles
WR 102ka (2MASS J17461811-2901366) es una estrella de Wolf-Rayet en la constelación de Sagitario. Situada cerca del centro galáctico a unos 26.000 años luz de distancia, WR 102ka se encuentra en la Nebulosa Peonía, por lo que también es conocida como Estrella de la Nebulosa Peonía (en inglés Peony Nebula Star). De tipo espectral WN10, su masa original era de al menos 150 masas solares, aunque probablemente ya ha perdido una parte considerable de la misma por medio de fuertes vientos estelares.
Oculta tras gruesas capas de polvo en una región muy poblada de estrellas, WR 102ka es difícil de observar, al estar casi totalmente oscurecida en longitudes de onda visibles. La observación con el Telescopio espacial Spitzer en la región infrarroja ha permitido conocer que WR 102ka es una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea, con una luminosidad bolométrica estimada de 3,2 millones de soles. Su luminosidad es algo inferior a la de η Carinae, aunque dada la incertidumbre en las medidas pudiera ser más luminosa que ésta. Ambas estrellas probablemente exploten como supernovas en unos pocos millones de años. Se piensa que pueden existir otras estrellas «superluminosas» aún no descubiertas en la misma región donde se encuentra WR 102ka.
Eta Carinae
Luminosidad equivale a 5.000.000 soles
Eta Carinae (η Car / η Carinae) es una estrella del tipo variable luminosa azul, situada en la constelación de la Quilla. Su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa solar, lo que la convierte en una de las estrellas más masivas conocidas en nuestra Galaxia. Asimismo, posee una altísima luminosidad, de alrededor de cuatro millones de veces la del Sol; debido a la gran cantidad de polvo existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99% de su luminosidad en la parte infrarroja del espectro, lo que la convierte en el objeto más brillante del cielo en el intervalo de longitudes de onda entre 10 y 20 µm.
Eta Carinae es una estrella muy joven, con una edad entre los 2 y los 3 millones de años, y se encuentra situada en NGC 3372, también llamada la Gran Nebulosa de Carina o simplemente Nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contiene varias estrellas supermasivas, incluyendo, además de Eta Carinae, la estrella HD 93129A.
La estrella está rodeada por una nebulosa conocida como la Nebulosa del Homúnculo. Dada su gran masa, Eta Carinae es altamente inestable y propensa a violentas eyecciones de materia. Según las teorías actuales de la estructura y de la evolución estelares, esta inestabilidad es causada por luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente, lo que la sitúa dentro del diagrama Hertzsprung-Russell en una región afectada por el límite de Eddington. En dichas circunstancias, la elevadísima presión de la radiación en la "superficie" de la estrella hace que ésta expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio. En la imagen se puede apreciar la nebulosa Homúnculo, formada por estas eyecciones de materia.
Eta Carinae probablemente termine su vida en una explosión de supernova dentro de unos pocos cientos de miles de años. Algunos astrónomos especulan con que esto ocurrirá dentro de un lapso mucho menor de tiempo, pero existen muchas incertidumbres al respecto, pues la evolución de las estrellas supermasivas es muy difícil de modelar numéricamente.
Las estrellas extremadamente grandes como Eta Carinae consumen su combustible muy rápidamente, como lo evidencia su alta luminosidad, y se convierten en supernova o hipernova a los tres millones de años desde su formación (se estima el tiempo proyectado de existencia de nuestro Sol en unos 12 mil millones de años, de los cuales ya han transcurrido 4,6).
Observaciones recientes parecen indicar que Eta Carinae es una estrella binaria, con dos estrellas orbitando en un periodo de aproximadamente 5,54 años. Las observaciones realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran que otra supernova procedente de una estrella similar a Eta Carinae se vio precedida por erupciones semejantes a las que ésta muestra con cierta frecuencia, por lo que sería posible que, en cualquier momento, esta estrella se convirtiera en supernova. Debido a la cercanía de esta estrella a la Tierra (7.500 años-luz, una distancia ínfima comparada con la lejanía de las supernovas observadas en otras galaxias), un fenómeno de este tipo se convertiría en uno de los acontecimientos astronómicos más importantes de todos los tiempos.
Cygnus OB2 12
Luminosidad equivale a 6.100.000 soles
Cygnus OB2 12 es una de las estrellas más luminosas conocidas. Esta hipergigante azul situada en la constelación del Cisne pertenece a la asociación estelar Cygnus OB2 tiene una magnitud absoluta visual y una magnitud bolométrica estimadas inicialmente en -10,6 y -12,2, lo cual equivale a una luminosidad de 6 millones de veces la del Sol (estimaciones más recientes dan para ella una luminosidad menor, una magnitud absoluta de -9,85 y una luminosidad aproximadamente 1,9 millones de veces la del Sol) y tiene una masa de 110 masas solares. Se halla a una distancia de 1700 parsecs
El estudio de esta estrella es difícil por la fuerte pérdida de brillo que sufre debido al material expulsado en varias erupciones -que justifica sea considerada por algunos autores como una estrella variable azul luminosa- y a la presencia de polvo interestelar entre ella y nosotros, que la hace brillar con una magnitud aparente de apenas 11,4 (requiriendo el uso de un telescopio para su localización); de no existir tal pérdida de brillo, sería la más brillante de su constelación, superando a la propia Deneb.
R136a1
Luminosidad equivale a 8.700.000 soles
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.
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).
FIN
saludos y gracias por entrar.