Diez estrellas más grandes conocidas


VY Canis Majoris es una estrella hipergigante roja, siendo la más grande y una de las más luminosas conocidas hasta la fecha, está localizada en la constelación de Canis Major.
Un equipo de astrónomos liderados por Roberta Humpreys, pertenecientes a la Universidad de Minnesota, a través del Telescopio Espacial Hubble y el observatorio W.M. Keula en Hawai, han estudiado su comportamiento, estimando su radio entre 1800 y 2100 radios solares.
Existen dos opiniones controvertidas sobre este tema referente a VY CMa. Una de ellas (según estudios de Roberta M. Humphreys) la estrella es una muy grande y luminosa hipergigante roja. 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. En el primer caso, su superficie se extendería más allá de la órbita de Saturno. 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. ([1]; ver páginas 15 y 16). Hay que tener en cuenta que al parecer no es posible observar 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.
Es probable que esta estrella se encuentre en camino de convertirse en una supernova dentro de unos 3200 años. La distancia de la tierra a VY CMa es de aproximadamente 1.5 kiloparsec (ó 5000 años-luz).
VY Canis Majoris, uno de los objetos infrarrojos más luminosos en el cielo, es una estrella vieja a unos 5000 años luz de distancia. Es medio millón de veces más luminosa que el Sol, pero brilla en su mayor parte en el infrarrojo debido a que es una estrella fría. Es verdaderamente “supergigante” — 25 veces más masiva que el Sol y tan enorme que llenaría la órbita de Júpiter, llegando casi hasta la de Saturno. Pero la estrella está perdiendo masa tan rápidamente que en un millón de años – un parpadeo astronómico - desaparecerá. 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.

VV Cephei es una estrella localizada en la constelación de Cepheus de magnitud aparente +4,91. Es una estrella binaria compuesta por una supergigante roja, VV Cephei A, y una estrella blanco-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema se encuentra a unos 3000 años luz de la Tierra.
VV Cephei A es una supergigante roja brillante de tipo espectral M2 Iaep, una de las estrellas más grandes conocidas, con un radio comprendido entre 1000 y 2200 veces el radio solar. Traducido a unidades astronómicas (UA), su radio estaría entre 4,7 y 10,4 UA, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol -considerando el valor máximo-, su superficie se extendería hasta más allá de la órbita de Saturno. Su temperatura superficial, no bien conocida, estaría en el rango de 3300-3650 K. Al estar muy alejada de la Tierra, su distancia es incierta, por lo que su luminosidad puede estar comprendida entre 163.000 y 535.000 veces la del Sol. Su masa se estima entre 25 y 40 masas solares.
Además, VV Cephei A no es esférica, sino que debido a la fuerza de marea producida por la atracción gravitatoria de su compañera, tiene forma de gota y cede materia a un disco que se forma en torno a VV Cephei B. Asimismo es una estrella pulsante variable semirregular con distintos períodos de oscilación. El final de una estrella de estas características no puede ser otro que en forma de supernova, cuya explosión puede expulsar a su compañera a gran velocidad convirtiéndola en una estrella fugitiva.
VV Cephei B es mucho menos conocida que su enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, su masa puede ser varias veces la masa solar. La transferencia de masa entre las dos estrellas probablemente produce súbitos cambios en el período orbital del sistema. Actualmente se mueve en una órbita excéntrica a una distancia de VV Cephei A comprendida entre 17 y 34 UA, siendo el período orbital de 20,4 años. Cuando VV Cephei A pasa por delante de VV Cephei B se produce un eclipse de 250 días de duración que hace que su brillo disminuya en un 20%.

V354 Cephei es una estrella roja supergigantesca localizada dentro de la Vía Láctea. Es localizada aproximadamente a 9,000 años luz lejos de nuestro Sol y actualmente es considerada la cuarta estrella conocida más grande, con un diámetro 1520 veces del Sol. Si estuviera situada en el centro de nuestro Sistema Solar, se extendaría entre las órbitas de Júpiter y Saturno.

KW Sagittarii es una estrella supergigante roja situada en la constelación de Sagitario, a una distancia de 9800 años luz del Sol. Con una magnitud aparente de 9,35 es demasiado débil para ser visible a simple vista, necesitando de un telescopio para poder observarla. Su luminosidad es de aproximadamente 370.000 veces la del Sol y su diámetro de 1460 veces el de ésa estrella, lo cual la convierte en una de las estrellas más grandes conocidas -en el lugar del Sol, llegaría a mitad de camino de las órbitas de Júpiter y de Saturno-.

KY Cygni es una estrella de la constelación del Cisne, distante unos 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 nuestra Vía Láctea y fue presentado en el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana en 2005.
Aunque no es la estrella de mayor tamaño que se conoce, es mucho mayor que otras supergigantes más conocidas como Antares y Betelgeuse. Con un diámetro de 1420 soles, si estuviera en el lugar del Sol, su tamaño llegaría hasta medio camino entre la órbita de Júpiter y de Saturno.
Una estrella tan enorme también es muy luminosa (el equivalente a 270.000 soles), aunque en esta faceta es claramente superada por otras estrellas más masivas y calientes. Es una variable irregular cuyo brillo varía entre magnitud aparente +13,5 y +15,5.

My Cephei es la sexta estrella más grande conocida hasta ahora, también recibe el apodo de estrella granate debido a su profundo tono rojo, especialmente destacado si se ve a través de prismáticos o telescopios pequeños, que se encuentra en la constelación de Cefeo.
Si se la compara con la estrella Barnard equivale a comparar una cabeza de alfiler (estrella Barnard) con la cúpula de la Basílica de San Pedro (My Cephei) y si comparamos el diámetro de My Cephei, que es de 3.481.250.000 km, con el de nuestro planeta Tierra que solamente alcanza los 12.756 km; podemos darnos una clara idea de la asombrosa magnitud que posee dicho astro.
Su luminosidad equivale a 50000 veces la del Sol, y con un tamaño de 1.500 veces más grande que éste; unas 7 unidades astronómicas (UA). Se encuentra a una distancia de 9.000 años luz en la constelacion de cepheus.
Las estrellas Cephei son un grupo de estrellas gigantes y excesivas, variables, de las clases espectrales G8 a M6, cuyo brillo en forma de ondas muy alargadas varía sobre todo con la amplitud baja, interrumpida por la parada o fluctuaciones más cortas. La clase se señala después de la estrella del granate (μ Cephei), que cambia el brillo evidente en las distancias imprevistas y que es una característica de las estrellas de este tipo.

La Superba es una estrella de la constelación de Canes Venatici, conocida por su característico color rojo. Su nombre se debe al astrónomo del siglo XIX Angelo Secchi quien, impresionado por su belleza, la llamó así.
Situada a aproximadamente 711 años luz de la Tierra, La Superba es una de las estrellas más rojas del cielo y una de las estrellas de carbono más brillantes. Su temperatura está en torno a los 2800 K, siendo una de las estrellas más frías que existen. Es una variable semirregular, oscilando su brillo entre magnitud aparente +4,8 y +6,3 en un ciclo de 160 días.
Apenas es visible a simple vista, pues la mayor parte de la radiación emitida está fuera del espectro visible. Si consideramos la radiación infrarroja, es 4400 veces más luminosa que el Sol, siendo su radio de 2 UA. Si estuviera situada en el centro del sistema solar, su superficie se extendería más allá de órbita de Marte.
Para explicar su extraordinario color hay que señalar que las estrellas de la secuencia principal, una vez que han acabado la fusión del hidrógeno y del helio en su núcleo, comienzan a transformar el helio en carbono. En esta fase, llamada de gigante roja, las capas externas se expanden y enfrían, haciendo que la radiación emitida por la estrella se desplace hacia el extremo rojo del espectro electromagnético.
Al acercarse al final de este ciclo estelar, los productos de fusión salen hacia fuera por convección, creando una abundancia de carbono en la atmósfera exterior, donde se forman compuestos como monóxido de carbono y cianógeno. Estas moléculas tienden a absorber la radiación de longitudes de onda cortas, resultando un espectro con menos azul y violeta que en una gigante roja clásica, lo que produce un color rojo tan notable.
La Superba parece estar en las últimas fases de la fusión del helio en carbono y pierde masa por medio de un viento estelar a un ritmo un millón de veces mayor que el Sol. Está rodeada de una nube de material arrojado previamente de unos 2,5 años luz de tamaño, lo que indica que con anterioridad perdió masa a un ritmo 50 veces superior al actual. Parece lista para expulsar sus capas exteriores y formar una nebulosa planetaria, quedando el núcleo remanente como una enana blanca.

S Doradus 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 de la Tierra.
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 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 por que se ha producido este cambio.

V509 Cassiopeiae es una estrella hipergigante en la constelación de Cassiopeia de magnitud aparente +5,1. Se encuentra muy alejada de la Tierra, a unos 7800 años luz de distancia.
V509 Cassiopeiae es una hipergigante amarilla de tipo espectral G0Iab. De características similares a ρ Cassiopeiae, esta clase de objetos son particularmente raros y sólo hay siete conocidos en la Vía Láctea. La luminosidad de V509 Cassiopeiae equivale a 400.000 soles y su radio es unas 400 veces mayor que el del Sol. Es una de las estrellas conocidas de mayor tamaño y una de las más luminosas de la galaxia.
V509 Cassiopeiae es una variable semirregular cuyo brillo oscila entre magnitud 4,75 y 5,50. Probablemente se producen pulsaciones no radiales en su superficie junto a una pérdida de masa estelar. A diferencia de las observaciones en el tipo espectral, la estrella parece volverse más azul, implicando un aumento en la temperatura de 800 K durante la última década, por lo que cómo IRC+10420 se ha deducido que la estrella está en evolución desde la fase de supergigante roja hacia la fase de variable luminosa azul. Asimismo, es una radiofuente notable y una estrella doble, con una compañera de tipo espectral B a 200 unidades astronómicas.

R Leonis es una estrella variable de la constelación de Leo localizada 5º al oeste de Regulus (α Leonis) y al noreste de Subra (ο Leonis). Cuando está en su máximo brillo es visible a simple vista, mientras que en su mínimo es necesario un telescopio de al menos 7 cm para poder verla. Fue descubierta en 1782 por J.A. Koch.
Situada a unos 390 años luz de la Tierra, R Leonis es una estrella variable Mira con un período de 312 días. Su magnitud aparente varía desde +4,31 a +11,65, lo que supone un aumento de su luminosidad en un factor de 575 desde el mínimo. Como todas las variables Mira es una gigante roja, cuyo tipo espectral, en mínimo brillo, es M8 III. Si estuviera en el centro del sistema solar la estrella se extendería casi hasta la órbita de Júpiter.
Observaciones efectuadas con el Telescopio espacial Hubble han mostrado que la forma de la estrella no es redonda sino elipsoidal -con forma de huevo-, siendo su diámetro aparente 70 × 78 miliarcsec. Puede ser el resultado de pulsaciones no radiales (la estrella no se expande igual en todas direcciones) o puede ser una ilusión óptica causada por manchas oscuras en la superficie de la estrella.









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