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Superxigante azul
	tipu d'oxetu astronómicu

Les superxigantes azules (del inglés: blue supergiants) son estrelles bien lluminoses y calientes, conocíes científicamente como superxigantes OB. Tienen clase de lluminosidá I y de clase espectral B9. Topar na parte cimera esquierda del diagrama de Hertzsprung-Russell y escontra la derecha de la secuencia principal. Son más grandes que'l Sol pero más pequeñes qu'una superxigante colorada, con temperatures superficiales de 10.000 a 50.000 K y luminosidad d'aproximao de 10.000 a un millón de vegaes el del Sol.

Los procesos de fusión nuclear d'estes estrelles de gran tamañu desenvolver a tal ritmu que'l hidróxenu consúmese rápido en cantidaes ingentes, lo que les convierte nes estrelles más actives de toles conocíes. Por cuenta de ello, estes estrelles son por demás calientes, correspondiéndo-yos el color de les sos superficies (azul o blancu azuláu) a los tipos espectrales O y B.

Coles mesmes la vida media d'estes estrelles ye bien corta en comparanza cola d'otres de menor masa, yá que lliteralmente peracábense nun curtiu espaciu de tiempu, terminando la so esistencia como supernoves y dexando como residuu final una estrella de neutrones o un furacu negru.

Formación

Rigel y la nebulosa IC 2118 a la qu'alluma

Les superxigantes son estrelles evolucionaes de gran masa, más grandes y más lluminoses que les estrelles de la secuencia principal. Les estrelles de clase O y B con mases iniciales en redol a 10-100 M☉ evolucionen fuera de la secuencia principal en tan solo unos pocos millones d'años, en tanto'l so hidróxenu tópase yá consumíu y elementos más pesaos empiecen a apaecer cerca de la superficie de la estrella. Estes estrelles conviértense de normal en superxigantes azules, anque ye posible que dalgunes d'elles evolucionen direutamente escontra estrelles Wolf-Rayet. La espansión na etapa de superxigante asocede cuando l'hidróxenu nel nucleu de la estrella escósase y empieza a quemar la capa d'hidróxenu, pero tamién puede asoceder qu'elementos pesaos sían dragaos hasta la superficie por conveición y piérdase masa debíu al aumentu de presión na radiación.

Les superxigantes azules de recién evolución de la secuencia principal tienen lluminosidaes desaxeradamente altes, altes tases de perda de masa, y son xeneralmente inestables. Munches d'elles conviértense en variables lluminoses azules con episodios d'estrema perda de masa. L'amenorgamientu de la masa nes superxigantes azules sigue hasta que s'espanden y conviértense en superxigantes coloraes. Mientres el procesu tienen de pasar dalgún tiempu como superxigantes marielles o hipergigantes marielles, pero esta expasión producir nunos pocos miles d'años, polo qu'estes estrelles tienden a ser rares. Les superxigantes coloraes de mayor masa expelen les sos atmósferes esteriores y evolucionen nuevamente a superxigantes azules, y posiblemente d'equí p'arriba escontra estrelles Wolf-Rayet. Dependiendo de la composición y de la masa exacto d'una superxigante colorada, puede executar un númberu de bucles azules antes inclusive d'esplotar como una supernova de tipu II, o finalmente, espulsar abondo les sos capes esteriores pa convertise de nuevu nuna superxigante azul, menos lluminosa que la primer vegada, anque más inestable. Si una estrella d'esti tipu puede pasar al traviés del vacíu evolutivu de mariella, espérase que se convierta nuna de les variables lluminoses azules de menor lluminosidá.

Les superxigantes azules más masives son demasiáu lluminoses pa retener una estensa atmósfera y nunca s'espanden como superxigante colorada. La llinia divisoria ye d'aproximao 40 M☉, a pesar de que los meyores y más grandes súper-xigantes coloraes desenvolver a partir d'estrelles con mases iniciales de 15 a 25 M☉. Nun ta claru si les superxigantes azules más masives pueden perder abonda masa como pa evolucionar de forma segura escontra una prestosa etapa de vieyera como una estrella Wolf Rayet y, finalmente, escontra una nana blanca, o llegar a la etapa Wolf Rayet y esplotar como supernova, o esplotar como supernova siendo entá superxigantes azules.

El proxenitores de supernoves son comúmmente superxigantes coloraes y creíase que namái les superxigantes coloraes podíen esplotar como supernoves. Sicasí, SN 1987A, obligó a los astrónomos a volver esaminar esta teoría, yá que la so proxenitora, Sanduleak -69° 202a, yera una superxigante azul B3. Agora sábese pola observación de que, casi cualquier clase d'estrella evolucionada de gran masa, incluyendo superxigantes azules y marielles, pueden esplotar como supernova, anque la teoría entá tien dificultaes pa esplicar cómo en detalle. Anque la mayoría de les supernoves son de les de tipu II-P relativamente homoxénees y son producíes por superxigantes coloraes, reparáronse superxigantes azules que producen supernoves con una amplia gama de lluminosidaes, duraciones y tipos espectrales, dacuando sub-lluminoses como SN 1987A, dacuando super-lluminoses como munchos tipos de supernova IIn.

Principales superxigantes azules

Probablemente la superxigante azul más conocida sía Rigel (β Orionis), que con una magnitú aparente de +0,12 ye la estrella d'esti tipu más brillosu nel cielu nocherniegu. El so lluminosidá real ye unes 66.000 vegaes mayor que la del Sol y la so masa ye del orde de 20 mases solares. Tamién na constelación d'Orión son superxigantes azules Alnilam (ε Orionis), Alnitak (ζ Orionis) y Saiph (κ Orionis). Coles mesmes yera una superxigante azul la proxenitora de la supernova SN 1987A, de nome Sanduleak -69° 202a, na Gran Nube de Magallanes.

Na siguiente tabla recuéyense dalgunes de les superxigantes azules más conocíes.

Nome	Denominación de Bayer	Tipu espectral	Lluminosidá^* (soles)	Temperatura (K)	Distancia (Años lluz)
Rigel	β Orionis	B8 Ia	66.000	11.000	910
Alnilam	ε Orionis	B0 Iab	375.000	25.000	1340
Alnitak	ζ Orionis	O9.5 Ib	100.000	31.000	800
Naos	ζ Puppis	O5 Ia	550.000	42.000	900
Aludra	η Canis Majoris	B5 Ia	66.000	13.500	2000
Menkib	ζ Persei	B1 Ib	105.000	23.000	982