La rama gigante asintótica (AGB) es una región del diagrama de Hertzsprung-Russell poblada por estrellas luminosas frías evolucionadas . Este es un período de evolución estelar emprendido por todas las estrellas de masa baja a intermedia (alrededor de 0,5 a 8 masas solares) al final de sus vidas.
Desde el punto de vista de la observación, una estrella de rama gigante asintótica aparecerá como una gigante roja brillante con una luminosidad hasta miles de veces mayor que la del Sol. Su estructura interior se caracteriza por un núcleo central y en gran medida inerte de carbono y oxígeno, una capa donde el helio se fusiona para formar carbono (conocida como combustión de helio ), otra capa donde el hidrógeno se fusiona formando helio (conocida como combustión de hidrógeno ), y una envoltura muy grande de material de composición similar a las estrellas de la secuencia principal (excepto en el caso de las estrellas de carbono ). [1]
Cuando una estrella agota el suministro de hidrógeno mediante procesos de fusión nuclear en su núcleo, el núcleo se contrae y su temperatura aumenta, provocando que las capas exteriores de la estrella se expandan y se enfríen. La estrella se convierte en una gigante roja, siguiendo una trayectoria hacia la esquina superior derecha del diagrama HR. [2] Finalmente, una vez que la temperatura en el núcleo ha alcanzado aproximadamente3 × 10 8 K , comienza la quema de helio (fusión de núcleos de helio ). El inicio de la quema de helio en el núcleo detiene el enfriamiento de la estrella y el aumento de su luminosidad, y en cambio la estrella se mueve hacia abajo y hacia la izquierda en el diagrama HR. Esta es la rama horizontal (para estrellas de población II ) o un bucle azul para estrellas con una masa superior a aproximadamente 2,3 M ☉ . [3]
Una vez finalizada la combustión del helio en el núcleo, la estrella se mueve nuevamente hacia la derecha y hacia arriba en el diagrama, enfriándose y expandiéndose a medida que aumenta su luminosidad. Su trayectoria está casi alineada con su anterior trayectoria de gigante roja, de ahí el nombre de rama gigante asintótica , aunque la estrella se volverá más luminosa en el AGB que en la punta de la rama de gigante roja. Las estrellas en esta etapa de evolución estelar se conocen como estrellas AGB. [3]
La fase AGB se divide en dos partes, la AGB temprana (E-AGB) y la AGB de pulsación térmica (TP-AGB). Durante la fase E-AGB, la principal fuente de energía es la fusión del helio en una capa alrededor de un núcleo compuesto principalmente de carbono y oxígeno . Durante esta fase, la estrella crece hasta alcanzar proporciones gigantescas para convertirse nuevamente en una gigante roja. El radio de la estrella puede llegar a ser tan grande como una unidad astronómica (~215 R ☉ ). [3]
Una vez que la cápsula de helio se queda sin combustible, se pone en marcha el TP-AGB. Ahora la estrella obtiene su energía de la fusión del hidrógeno en una capa delgada, lo que restringe la capa interna de helio a una capa muy delgada e impide que se fusione de manera estable. Sin embargo, durante períodos de 10.000 a 100.000 años, el helio procedente de la combustión de la capa de hidrógeno se acumula y, finalmente, la capa de helio se enciende explosivamente, un proceso conocido como destello de la capa de helio . El poder del destello de la cáscara alcanza un máximo de miles de veces la luminosidad observada de la estrella, pero disminuye exponencialmente en tan solo unos pocos años. El destello de la capa hace que la estrella se expanda y se enfríe, lo que impide que la capa de hidrógeno se queme y provoca una fuerte convección en la zona entre las dos capas. [3] Cuando la capa de helio ardiendo se acerca a la base de la capa de hidrógeno, el aumento de temperatura reaviva la fusión del hidrógeno y el ciclo comienza de nuevo. El gran pero breve aumento de luminosidad procedente del destello de la capa de helio produce un aumento del brillo visible de la estrella de unas pocas décimas de magnitud durante varios cientos de años. Estos cambios no están relacionados con las variaciones de brillo en períodos de decenas a cientos de días que son comunes en este tipo de estrellas. [4]
Durante los pulsos térmicos, que duran sólo unos pocos cientos de años, el material de la región central puede mezclarse con las capas externas, cambiando la composición de la superficie, en un proceso denominado dragado . Debido a este dragado, las estrellas AGB pueden mostrar elementos del proceso S en sus espectros y un dragado intenso puede conducir a la formación de estrellas de carbono . Todos los dragados que siguen a pulsos térmicos se denominan terceros dragados, después del primer dragado, que ocurre en la rama de la gigante roja, y el segundo dragado, que ocurre durante la E-AGB. En algunos casos, es posible que no haya un segundo dragado, pero los dragados que siguen a pulsos térmicos se seguirán denominando tercer dragado. Los pulsos térmicos aumentan rápidamente en fuerza después de los primeros, por lo que los terceros dragados son generalmente los más profundos y con mayor probabilidad de hacer circular el material del núcleo hacia la superficie. [5] [6]
Las estrellas AGB suelen ser variables de período largo y sufren una pérdida de masa en forma de viento estelar . En el caso de las estrellas AGB de tipo M, los vientos estelares son impulsados de manera más eficiente por granos del tamaño de una micra. [7] Los pulsos térmicos producen períodos de pérdida de masa aún mayor y pueden provocar el desprendimiento de capas de material circunestelar. Una estrella puede perder entre el 50 y el 70% de su masa durante la fase AGB. [8] Las tasas de pérdida de masa suelen oscilar entre 10 −8 y 10 −5 M ⊙ año −1 , e incluso pueden llegar hasta 10 −4 M ⊙ año −1 . [9]
La gran pérdida de masa de las estrellas AGB significa que están rodeadas por una envoltura circunestelar extendida (CSE). Dada una vida media de AGB de un Myr y una velocidad exterior de10 km/s , su radio máximo se puede estimar en aproximadamente3 × 10 14 km (30 años luz ). Este es un valor máximo ya que el material del viento comenzará a mezclarse con el medio interestelar en radios muy grandes, y también supone que no hay diferencia de velocidad entre la estrella y el gas interestelar .
Estas envolturas tienen una química dinámica e interesante , gran parte de la cual es difícil de reproducir en un entorno de laboratorio debido a las bajas densidades involucradas. La naturaleza de las reacciones químicas en la envoltura cambia a medida que el material se aleja de la estrella, se expande y se enfría. Cerca de la estrella, la densidad de la envoltura es lo suficientemente alta como para que las reacciones se acerquen al equilibrio termodinámico. A medida que el material pasa más allá de aproximadamente5 × 10 9 km la densidad cae hasta el punto en que la cinética , más que la termodinámica, se convierte en la característica dominante. Algunas reacciones energéticamente favorables ya no pueden tener lugar en el gas, porque el mecanismo de reacción requiere un tercer cuerpo para eliminar la energía liberada cuando se forma un enlace químico. En esta región muchas de las reacciones que tienen lugar involucran radicales como OH (en las envolturas ricas en oxígeno) o CN (en las envolturas que rodean a las estrellas de carbono). En la región más externa de la envoltura, más allá de aproximadamente5 × 10 11 km , la densidad cae hasta el punto en que el polvo ya no protege completamente la envoltura de la radiación ultravioleta interestelar y el gas se ioniza parcialmente. Estos iones luego participan en reacciones con átomos y moléculas neutros. Finalmente, cuando la envoltura se fusiona con el medio interestelar, la radiación ultravioleta destruye la mayoría de las moléculas. [10] [11]
La temperatura del CSE está determinada por las propiedades de calentamiento y enfriamiento del gas y el polvo, pero cae con la distancia radial desde la fotosfera de las estrellas que son2.000 –3.000K . Las peculiaridades químicas de un AGB CSE hacia afuera incluyen: [12]
La dicotomía entre estrellas ricas en oxígeno y estrellas ricas en carbono tiene un papel inicial a la hora de determinar si los primeros condensados son óxidos o carburos, ya que el menos abundante de estos dos elementos probablemente permanecerá en la fase gaseosa como COx .
En la zona de formación de polvo, los elementos y compuestos refractarios ( Fe , Si , MgO , etc.) se eliminan de la fase gaseosa y acaban en granos de polvo . El polvo recién formado ayudará inmediatamente a las reacciones catalizadas en la superficie . Los vientos estelares de las estrellas AGB son lugares de formación de polvo cósmico y se cree que son los principales lugares de producción de polvo en el universo. [13]
Los vientos estelares de las estrellas AGB ( variables Mira y estrellas OH/IR ) también suelen ser el lugar de emisión de máser . Las moléculas que explican esto son SiO , H2O , OH , HCN y SiS . [14] [15] [16] [17] [18] Los máseres de SiO, H 2 O y OH se encuentran típicamente en estrellas AGB de tipo M ricas en oxígeno, como R Cassiopeiae y U Orionis , [19] mientras que HCN y Los máseres de SiS se encuentran generalmente en estrellas de carbono como IRC +10216 . Las estrellas de tipo S con máser son poco comunes. [19]
Después de que estas estrellas han perdido casi todas sus envolturas y solo quedan las regiones centrales, evolucionan aún más hasta convertirse en nebulosas protoplanetarias de corta duración . El destino final de las envolturas AGB está representado por las nebulosas planetarias (PNe). [20]
Hasta una cuarta parte de todas las estrellas post-AGB pasan por lo que se denomina un episodio de "nacido de nuevo". El núcleo de carbono-oxígeno ahora está rodeado de helio con una capa exterior de hidrógeno. Si el helio se vuelve a encender, se produce un pulso térmico y la estrella regresa rápidamente al AGB, convirtiéndose en un objeto estelar deficiente en hidrógeno y que quema helio. [21] Si la estrella todavía tiene una capa que quema hidrógeno cuando ocurre este pulso térmico, se denomina "pulso térmico tardío". De lo contrario, se denomina "pulso térmico muy tardío". [22]
La atmósfera exterior de la estrella renacida desarrolla un viento estelar y la estrella sigue una vez más una trayectoria evolutiva a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell . Sin embargo, esta fase es muy breve y dura sólo unos 200 años antes de que la estrella se dirija nuevamente hacia la etapa de enana blanca . Desde el punto de vista de la observación, esta fase tardía del pulso térmico parece casi idéntica a una estrella Wolf-Rayet en medio de su propia nebulosa planetaria . [21]
Se están observando estrellas como Sakurai's Object y FG Sagittae a medida que evolucionan rápidamente a través de esta fase.
Recientemente se ha informado [23] sobre el mapeo de los campos magnéticos circunestelares de estrellas AGB de pulsación térmica (TP-) utilizando el llamado efecto Goldreich-Kylafis .
Las estrellas cercanas al límite de masa superior para seguir siendo consideradas estrellas AGB muestran algunas propiedades peculiares y han sido denominadas superestrellas AGB. Tienen masas superiores a 7 M ☉ y hasta 9 o 10 M ☉ (o más [24] ). Representan una transición hacia estrellas supergigantes más masivas que experimentan una fusión total de elementos más pesados que el helio. Durante el proceso triple alfa también se producen algunos elementos más pesados que el carbono: principalmente oxígeno, pero también algo de magnesio, neón e incluso elementos más pesados. Las estrellas Super-AGB desarrollan núcleos de carbono-oxígeno parcialmente degenerados que son lo suficientemente grandes como para encender el carbono en un destello análogo al anterior destello de helio. El segundo dragado es muy fuerte en este rango de masa y mantiene el tamaño del núcleo por debajo del nivel requerido para quemar neón, como ocurre en las supergigantes de mayor masa. El tamaño de los pulsos térmicos y de las terceras excavaciones se reduce en comparación con las estrellas de menor masa, mientras que la frecuencia de los pulsos térmicos aumenta dramáticamente. Algunas estrellas súper-AGB pueden explotar como una supernova de captura de electrones, pero la mayoría terminará como enanas blancas de oxígeno y neón. [25] Dado que estas estrellas son mucho más comunes que las supergigantes de mayor masa, podrían formar una alta proporción de las supernovas observadas. La detección de ejemplos de estas supernovas proporcionaría una valiosa confirmación de modelos que dependen en gran medida de suposiciones. [ cita necesaria ]
