Estrella gigante - Giant star

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

Enanas marrones

Enanas blancas

Enanas rojas

Subenanos

Secuencia principal
("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes brillantes

Supergigantes

Hipergigantes

absoluta
nitud
tude
(M _V )

Una estrella gigante es una estrella con un radio y una luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de la secuencia principal (o enana ) de la misma temperatura superficial . Se encuentran por encima de la secuencia principal (clase de luminosidad V en la clasificación espectral de Yerkes ) en el diagrama de Hertzsprung-Russell y corresponden a las clases de luminosidad II y III . Los términos gigante y enana fueron acuñados para estrellas de luminosidad bastante diferente a pesar de una temperatura similar o un tipo espectral por Ejnar Hertzsprung alrededor de 1905.

Las estrellas gigantes tienen radios de hasta unos pocos cientos de veces el Sol y luminosidades entre 10 y algunos miles de veces la del Sol . Las estrellas aún más luminosas que los gigantes se denominan supergigantes e hipergigantes .

Una estrella de la secuencia principal caliente y luminosa también puede denominarse gigante, pero cualquier estrella de la secuencia principal se llama propiamente enana, sin importar cuán grande y luminosa sea.

Formación

Estructura interna de una estrella similar al Sol y una gigante roja. Imagen de ESO .

Una estrella se convierte en gigante después de que todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo se ha agotado y, como resultado, abandona la secuencia principal . El comportamiento de una estrella posterior a la secuencia principal depende en gran medida de su masa.

Estrellas de masa intermedia

Para una estrella con una masa superior a aproximadamente 0,25 masas solares ( M _☉ ), una vez que se agota el hidrógeno del núcleo, se contrae y se calienta, de modo que el hidrógeno comienza a fusionarse en una capa alrededor del núcleo. La parte de la estrella fuera de la cáscara se expande y se enfría, pero con solo un pequeño aumento de luminosidad, y la estrella se convierte en subgigante . El inerte helio núcleo continúa creciendo y aumento de la temperatura, ya que acrece helio de la cáscara, pero en estrellas hasta aproximadamente 10-12  M _☉ no se convierta en lo suficientemente caliente como para iniciar helio quema (estrellas de mayor masa son supergigantes y evolucionan de manera diferente ). En cambio, después de unos pocos millones de años, el núcleo alcanza el límite de Schönberg-Chandrasekhar , colapsa rápidamente y puede degenerarse. Esto hace que las capas externas se expandan aún más y genere una fuerte zona convectiva que trae elementos pesados ​​a la superficie en un proceso llamado primer dragado . Esta fuerte convección también aumenta el transporte de energía a la superficie, la luminosidad aumenta drásticamente y la estrella se mueve hacia la rama gigante roja donde quemará de manera estable hidrógeno en una capa durante una fracción sustancial de toda su vida (aproximadamente el 10% para una estrella similar al Sol). El núcleo continúa ganando masa, contrayéndose y aumentando de temperatura, mientras que hay cierta pérdida de masa en las capas externas. ^{, § 5.9.}

Si la masa de la estrella, cuando estaba en la secuencia principal, estaba por debajo de aproximadamente 0,4  M _☉ , nunca alcanzará las temperaturas centrales necesarias para fusionar el helio . ^{, pag. 169.} Por lo tanto, seguirá siendo una gigante roja de fusión de hidrógeno hasta que se quede sin hidrógeno, momento en el que se convertirá en una enana blanca de helio . ^{, § 4.1, 6.1.} Según la teoría de la evolución estelar, ninguna estrella de tan baja masa puede haber evolucionado a esa etapa dentro de la edad del Universo.

En estrellas por encima de aproximadamente 0,4  M _☉, la temperatura del núcleo finalmente alcanza los 10 ⁸ K y el helio comenzará a fusionarse en carbono y oxígeno en el núcleo mediante el proceso triple alfa . ^{, § 5.9, capítulo 6.} Cuando el núcleo está degenerado, la fusión de helio comienza explosivamente , pero la mayor parte de la energía se destina a eliminar la degeneración y el núcleo se vuelve convectivo. La energía generada por la fusión del helio reduce la presión en la capa de hidrógeno circundante, lo que reduce su tasa de generación de energía. La luminosidad general de la estrella disminuye, su envoltura exterior se contrae nuevamente y la estrella se mueve de la rama de gigante roja a la rama horizontal . ^{, Capítulo 6.}

Cuando se agota el helio del núcleo, una estrella con hasta aproximadamente 8  M _☉ tiene un núcleo de carbono-oxígeno que se degenera y comienza a quemar helio en una capa. Al igual que con el colapso anterior del núcleo de helio, esto inicia la convección en las capas externas, desencadena un segundo dragado y provoca un aumento dramático en tamaño y luminosidad. Esta es la rama gigante asintótica (AGB) análoga a la rama gigante roja pero más luminosa, con una capa que quema hidrógeno que aporta la mayor parte de la energía. Las estrellas solo permanecen en el AGB alrededor de un millón de años, volviéndose cada vez más inestables hasta que agotan su combustible, pasan por una fase de nebulosa planetaria y luego se convierten en una enana blanca de carbono-oxígeno. ^{, § 7.1–7.4.}

Estrellas de gran masa

Estrellas de secuencia principal con masas superiores a aproximadamente 12  M _☉ ya son muy luminosos y se mueven horizontalmente a través del diagrama HR cuando salen de la secuencia principal, volviendo brevemente gigantes azules antes de que se expanden más en supergigantes azules. Comienzan a quemar el núcleo de helio antes de que el núcleo se degenere y se desarrolle suavemente en supergigantes rojas sin un fuerte aumento de luminosidad. En esta etapa, tienen luminosidades comparables a las brillantes estrellas AGB, aunque tienen masas mucho más altas, pero aumentarán aún más en luminosidad a medida que queman elementos más pesados ​​y eventualmente se convierten en una supernova.

Las estrellas en el rango de 8-12  M _☉ tienen propiedades algo intermedias y se han llamado estrellas super-AGB. Siguen en gran medida las huellas de estrellas más ligeras a través de las fases RGB, HB y AGB, pero son lo suficientemente masivas como para iniciar la quema de carbono del núcleo e incluso algo de neón. Forman núcleos de oxígeno, magnesio y neón, que pueden colapsar en una supernova de captura de electrones, o pueden dejar una enana blanca de oxígeno y neón.

Las estrellas de la secuencia principal de la clase O ya son muy luminosas. La fase gigante para tales estrellas es una breve fase de tamaño y luminosidad ligeramente mayores antes de desarrollar una clase de luminosidad espectral supergigante. Los gigantes de tipo O pueden ser más de cien mil veces más luminosos que el sol, más brillantes que muchas supergigantes. La clasificación es compleja y difícil con pequeñas diferencias entre las clases de luminosidad y un rango continuo de formas intermedias. Las estrellas más masivas desarrollan características espectrales gigantes o supergigantes mientras aún queman hidrógeno en sus núcleos, debido a la mezcla de elementos pesados ​​en la superficie y alta luminosidad que produce un poderoso viento estelar y hace que la atmósfera de la estrella se expanda.

Estrellas de baja masa

Una estrella cuya masa inicial sea inferior a aproximadamente 0,25  M _☉ no se convertirá en absoluto en una estrella gigante. Durante la mayor parte de su vida, estas estrellas tienen su interior completamente mezclado por convección y, por lo tanto, pueden continuar fusionando hidrógeno durante un tiempo superior a 10 ¹² años, mucho más que la edad actual del Universo . Se vuelven cada vez más calientes y luminosos a lo largo de este tiempo. Finalmente, desarrollan un núcleo radiativo, que posteriormente agota el hidrógeno en el núcleo y quema hidrógeno en una capa que rodea el núcleo. (Las estrellas con una masa superior a 0,16  M _☉ pueden expandirse en este punto, pero nunca llegarán a ser muy grandes). Poco después, el suministro de hidrógeno de la estrella se agotará por completo y se convertirá en una enana blanca de helio . Una vez más, el universo es demasiado joven para que se puedan observar tales estrellas.

Subclases

Existe una amplia gama de estrellas de clase gigante y varias subdivisiones se utilizan comúnmente para identificar grupos más pequeños de estrellas.

Subgigantes

Los subgigantes son una clase de luminosidad espectroscópica (IV) completamente separada de los gigantes, pero comparten muchas características con ellos. Aunque algunas subgigantes son simplemente estrellas de secuencia principal demasiado luminosas debido a la variación química o la edad, otras son una pista evolutiva distinta hacia los verdaderos gigantes.

Ejemplos:

• Gamma Geminorum (γ Gem), una subgigante de tipo A;
• Eta Bootis (η Boo), un subgigante de tipo G.

Gigantes brillantes

Otra clase de luminosidad son los gigantes brillantes (clase II), que se diferencian de los gigantes normales (clase III) simplemente por ser un poco más grandes y luminosos. Estos tienen luminosidades entre los gigantes normales y los supergigantes, alrededor de magnitud absoluta -3.

Ejemplos:

• Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1), el componente principal de Mintaka, un gigante brillante tipo O;
• Alpha Carinae (α Car), un gigante brillante de tipo F, Canopus, también a veces clasificado como supergigante.

Gigantes rojas

Dentro de cualquier clase de luminosidad gigante, las estrellas más frías de las clases espectrales K, M, S y C (y algunas veces algunas estrellas de tipo G) se denominan gigantes rojas. Las gigantes rojas incluyen estrellas en varias fases evolutivas distintas de sus vidas: una rama principal de gigante roja (RGB); una rama roja horizontal o un grupo rojo ; la rama gigante asintótica (AGB), aunque las estrellas AGB suelen ser lo suficientemente grandes y luminosas como para ser clasificadas como supergigantes; ya veces otras estrellas grandes y frías, como las estrellas inmediatamente posteriores a AGB. Las estrellas RGB son, con mucho, el tipo más común de estrella gigante debido a su masa moderada, vidas estables relativamente largas y luminosidad. Son el grupo de estrellas más obvio después de la secuencia principal en la mayoría de los diagramas de HR, aunque las enanas blancas son más numerosas pero mucho menos luminosas.

Ejemplos:

• Pólux
• Epsilon Ophiuchi , un gigante rojo tipo G.
• Arcturus (α Bootes), un gigante de tipo K.
• Gamma Comae Berenices (γ Comae Berenices), un gigante de tipo K.
• Mira (ο Ceti), una variable Mira gigante y prototipo de tipo M.
• Aldebarán , un gigante tipo K

Gigantes amarillos

Las estrellas gigantes con temperaturas intermedias (clase espectral G, F y al menos algo de A) se llaman gigantes amarillas. Son mucho menos numerosos que los gigantes rojos, en parte porque solo se forman a partir de estrellas con masas algo más altas, y en parte porque pasan menos tiempo en esa fase de sus vidas. Sin embargo, incluyen varias clases importantes de estrellas variables. Las estrellas amarillas de alta luminosidad son generalmente inestables, lo que lleva a la franja de inestabilidad en el diagrama HR donde la mayoría de las estrellas son variables pulsantes. La franja de inestabilidad se extiende desde la secuencia principal hasta las luminosidades hipergigantes, pero en las luminosidades de los gigantes hay varias clases de estrellas variables pulsantes:

• RR Lyrae variables , estrellas pulsantes de clase A (a veces F) de rama horizontal con períodos inferiores a un día y amplitudes de una magnitud inferior;
• Variables W Virginis , variables pulsantes más luminosas también conocidas como cefeidas tipo II, con períodos de 10 a 20 días;
• Variables cefeidas tipo I , más luminosas todavía y en su mayoría supergigantes, con períodos aún más largos;
• Variables Delta Scuti , incluye estrellas subgigantes y de secuencia principal.

Las gigantes amarillas pueden ser estrellas de masa moderada que evolucionan por primera vez hacia la rama de la gigante roja, o pueden ser estrellas más evolucionadas en la rama horizontal. La evolución hacia la rama de la gigante roja por primera vez es muy rápida, mientras que las estrellas pueden pasar mucho más tiempo en la rama horizontal. Las estrellas de rama horizontal, con elementos más pesados ​​y menor masa, son más inestables.

Ejemplos:

• Sigma Octantis (σ Octantis), un gigante de tipo F y una variable Delta Scuti;
• Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), un gigante de tipo G, una de las estrellas que componen Capella.

Gigantes azules (y a veces blancos)

Los gigantes más calientes, de las clases espectrales O, B y, a veces, de las primeras A, se denominan gigantes azules . A veces, las estrellas de tipo A y de tipo B tardío pueden denominarse gigantes blancas.

Las gigantes azules son un grupo muy heterogéneo, que van desde estrellas de gran masa y alta luminosidad que apenas dejan la secuencia principal hasta estrellas de baja masa y rama horizontal . Las estrellas de mayor masa abandonan la secuencia principal para convertirse en gigantes azules, luego gigantes azules brillantes y luego supergigantes azules, antes de expandirse en supergigantes rojas, aunque en las masas más altas la etapa gigante es tan breve y estrecha que difícilmente se puede distinguir de una supergigante azul.

Las estrellas de menor masa y núcleo de helio evolucionan de gigantes rojas a lo largo de la rama horizontal y luego de nuevo a la rama gigante asintótica , y dependiendo de la masa y la metalicidad pueden convertirse en gigantes azules. Se cree que algunas estrellas post-AGB que experimentan un pulso térmico tardío pueden convertirse en peculiares gigantes azules.

Ejemplos:

• Alcyone (η Tauri), un gigante de tipo B, la estrella más brillante de las Pléyades ;
• Thuban (α Draconis), un gigante de tipo A.

Referencias

enlaces externos

• Comparación interactiva de estrellas gigantes.