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Una gigante roja es una estrella gigante luminosa de masa baja o intermedia (aproximadamente 0,3–8 masas solares ( M ☉ )) en una fase tardía de la evolución estelar . La atmósfera exterior está inflada y es tenue, lo que hace que el radio sea grande y la temperatura superficial alrededor de 5000 K [K] (4700 °C; 8500 °F) o menos. La apariencia de la gigante roja va desde el blanco amarillento hasta el naranja rojizo, incluyendo los tipos espectrales K y M, a veces G, pero también las estrellas de clase S y la mayoría de las estrellas de carbono .
Las gigantes rojas varían en la forma en que generan energía:
Muchas de las estrellas brillantes más conocidas son gigantes rojas porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella RGB K0 Arcturus está a 36 años luz de distancia y Gacrux es la gigante de clase M más cercana a 88 años luz de distancia.
Una gigante roja generalmente producirá una nebulosa planetaria y se convertirá en una enana blanca al final de su vida.
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Una gigante roja es una estrella que ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y ha comenzado la fusión termonuclear de hidrógeno en una capa que rodea el núcleo. Tienen radios de decenas a cientos de veces más grandes que el del Sol . Sin embargo, su envoltura exterior tiene una temperatura más baja, lo que les da un tono naranja amarillento. A pesar de la menor densidad energética de su envoltura, las gigantes rojas son muchas veces más luminosas que el Sol debido a su gran tamaño. Las estrellas de la rama gigante roja tienen luminosidades hasta casi tres mil veces la del Sol ( L ☉ ); los tipos espectrales de K o M tienen temperaturas superficiales de3.000–4.000 K (en comparación con la temperatura de la fotosfera del Sol de casi6.000 K ) y radios de hasta unas 200 veces el Sol ( R ☉ ). Las estrellas de la rama horizontal son más calientes, con solo un pequeño rango de luminosidad alrededor de 75 L ☉ . Las estrellas de la rama asintótica-gigante varían desde luminosidades similares a las estrellas más brillantes de la rama gigante roja, hasta varias veces más luminosas al final de la fase de pulso térmico.
Entre las estrellas de la rama asintótica de las gigantes se encuentran las estrellas de carbono de tipo CN y CR tardía, que se producen cuando el carbono y otros elementos son transportados por convección a la superficie en lo que se denomina un dragado . [1] El primer dragado se produce durante la combustión de la capa de hidrógeno en la rama de las gigantes rojas, pero no produce una gran abundancia de carbono en la superficie. El segundo, y a veces el tercero, dragado se produce durante la combustión de la capa de helio en la rama asintótica de las gigantes y transporta el carbono por convección a la superficie en estrellas suficientemente masivas.
El borde estelar de una gigante roja no está definido con precisión, al contrario de lo que se ve en muchas ilustraciones. Más bien, debido a la muy baja densidad de masa de la envoltura, estas estrellas carecen de una fotosfera bien definida , y el cuerpo de la estrella pasa gradualmente a ser una " corona ". [2] Las gigantes rojas más frías tienen espectros complejos, con líneas moleculares , características de emisión y, a veces , máseres , en particular de estrellas AGB con pulsaciones térmicas. [3] Las observaciones también han proporcionado evidencia de una cromosfera caliente por encima de la fotosfera de las gigantes rojas, [4] [5] [6] donde la investigación de los mecanismos de calentamiento para que se formen las cromosferas requiere simulaciones en 3D de gigantes rojas. [7]
Otra característica notable de las gigantes rojas es que, a diferencia de las estrellas similares al Sol cuyas fotosferas tienen una gran cantidad de pequeñas celdas de convección ( gránulos solares ), las fotosferas de las gigantes rojas, así como las de las supergigantes rojas , tienen solo unas pocas celdas grandes, cuyas características causan las variaciones de brillo tan comunes en ambos tipos de estrellas. [8]
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Las gigantes rojas evolucionaron a partir de estrellas de la secuencia principal con masas en el rango de aproximadamente 0,3 M☉ a alrededor de 8 M☉ . [9] Cuando una estrella se forma inicialmente a partir de una nube molecular que colapsa en el medio interestelar , contiene principalmente hidrógeno y helio, con trazas de " metales " (en astrofísica, esto se refiere a todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio). Estos elementos están todos uniformemente mezclados en toda la estrella. La estrella "entra" en la secuencia principal cuando su núcleo alcanza una temperatura (varios millones de kelvin ) lo suficientemente alta como para comenzar a fusionar hidrógeno-1 (el isótopo predominante), y establece el equilibrio hidrostático . (En astrofísica, la fusión estelar a menudo se denomina "quema", y la fusión de hidrógeno a veces se denomina " quema de hidrógeno "). Durante su vida de secuencia principal, la estrella fusiona lentamente el hidrógeno en el núcleo en helio; su vida de secuencia principal termina cuando casi todo el hidrógeno en el núcleo se ha fusionado. En el caso del Sol, la vida útil de la secuencia principal es de aproximadamente 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas se queman desproporcionadamente más rápido y, por lo tanto, tienen una vida útil más corta que las estrellas menos masivas. [10]
Cuando la estrella ha agotado casi por completo el combustible de hidrógeno en su núcleo, la tasa de reacciones nucleares del núcleo disminuye, y por lo tanto también lo hacen la radiación y la presión térmica que genera el núcleo, que son las que sostienen a la estrella contra la contracción gravitatoria . La estrella se contrae aún más, aumentando las presiones y, por lo tanto, las temperaturas dentro de la estrella (como se describe en la ley de los gases ideales ). Finalmente, una capa de "capa" alrededor del núcleo alcanza temperaturas suficientes para fusionar hidrógeno y, por lo tanto, generar su propia radiación y presión térmica, que "reinfla" las capas externas de la estrella y hace que se expandan. [11] La capa que quema hidrógeno da como resultado una situación que se ha descrito como el principio del espejo : cuando el núcleo dentro de la capa se contrae, las capas de la estrella fuera de la capa deben expandirse. Los procesos físicos detallados que causan esto son complejos. Aún así, el comportamiento es necesario para satisfacer la conservación simultánea de la energía gravitatoria y térmica en una estrella con la estructura de capa. El núcleo se contrae y se calienta debido a la falta de fusión, por lo que las capas externas de la estrella se expanden en gran medida, absorbiendo la mayor parte de la energía adicional de la fusión de capas. Este proceso de enfriamiento y expansión se denomina etapa subgigante . Cuando la envoltura de la estrella se enfría lo suficiente, se vuelve convectiva , la estrella deja de expandirse, su luminosidad comienza a aumentar y la estrella asciende por la rama de gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) . [10] [12]
El camino evolutivo que toma la estrella a medida que se mueve a lo largo de la rama de gigante roja depende de la masa de la estrella. Para el Sol y las estrellas de menos de aproximadamente 2 M ☉ [13] el núcleo se volverá lo suficientemente denso como para que la presión de degeneración de electrones evite que colapse más. Una vez que el núcleo se degenere , continuará calentándose hasta que alcance una temperatura de aproximadamente1 × 10 8 K , lo suficientemente caliente como para comenzar a fusionar helio con carbono a través del proceso triple alfa . Una vez que el núcleo degenerado alcanza esta temperatura, todo el núcleo comenzará la fusión de helio casi simultáneamente en un llamado destello de helio . En estrellas más masivas, el núcleo en colapso alcanzará estas temperaturas antes de que sea lo suficientemente denso como para degenerarse, por lo que la fusión de helio comenzará mucho más suavemente y no producirá un destello de helio. [10] La fase de fusión de helio del núcleo de la vida de una estrella se llama rama horizontal en estrellas pobres en metales , llamada así porque estas estrellas se encuentran en una línea casi horizontal en el diagrama H–R de muchos cúmulos estelares. Las estrellas ricas en metales que fusionan helio en cambio se encuentran en el llamado cúmulo rojo en el diagrama H–R. [14]
Un proceso análogo ocurre cuando el helio del núcleo se agota y la estrella colapsa una vez más, lo que hace que el helio en una capa comience a fusionarse. Al mismo tiempo, el hidrógeno puede comenzar la fusión en una capa justo fuera de la capa de helio en llamas. Esto pone a la estrella en la rama gigante asintótica , una segunda fase de gigante roja. [15] La fusión de helio da como resultado la acumulación de un núcleo de carbono-oxígeno. Una estrella por debajo de aproximadamente 8 M ☉ nunca comenzará la fusión en su núcleo degenerado de carbono-oxígeno. [13] En cambio, al final de la fase de rama gigante asintótica, la estrella expulsará sus capas externas, formando una nebulosa planetaria con el núcleo de la estrella expuesto, convirtiéndose finalmente en una enana blanca . La expulsión de la masa exterior y la creación de una nebulosa planetaria finalmente terminan la fase de gigante roja de la evolución de la estrella. [10] La fase de gigante roja suele durar solo unos mil millones de años en total para una estrella de masa solar, y casi la totalidad de ese tiempo transcurre en la rama de gigante roja. Las fases de rama horizontal y de rama gigante asintótica transcurren diez veces más rápido.
Si la estrella tiene entre 0,2 y 0,5 M☉ , [13] es lo suficientemente masiva como para convertirse en una gigante roja, pero no tiene suficiente masa para iniciar la fusión de helio. [ 9] Estas estrellas "intermedias" se enfrían un poco y aumentan su luminosidad, pero nunca alcanzan el punto más alto de la rama de las gigantes rojas y el destello del núcleo de helio. Cuando termina el ascenso de la rama de las gigantes rojas, sus capas externas se inflan como una estrella post-rama asintótica de las gigantes y luego se convierten en una enana blanca.
Las estrellas de muy baja masa son completamente convectivas [16] [17] y pueden continuar fusionando hidrógeno en helio durante hasta un billón de años [18] hasta que solo una pequeña fracción de toda la estrella es hidrógeno. La luminosidad y la temperatura aumentan de manera constante durante este tiempo, al igual que en el caso de las estrellas más masivas de la secuencia principal, pero el tiempo involucrado significa que la temperatura eventualmente aumenta alrededor del 50% y la luminosidad alrededor de 10 veces. Finalmente, el nivel de helio aumenta hasta el punto en que la estrella deja de ser completamente convectiva y el hidrógeno restante atrapado en el núcleo se consume en solo unos pocos miles de millones de años más. Dependiendo de la masa, la temperatura y la luminosidad continúan aumentando durante un tiempo durante la quema de la capa de hidrógeno, la estrella puede volverse más caliente que el Sol y decenas de veces más luminosa que cuando se formó, aunque todavía no tan luminosa como el Sol. Después de algunos miles de millones de años más, comienzan a volverse menos luminosas y más frías, aunque la quema de la capa de hidrógeno continúa. Estas se convierten en enanas blancas de helio frías. [9]
Las estrellas de masa muy alta se transforman en supergigantes que siguen una trayectoria evolutiva que las lleva de un lado a otro horizontalmente a lo largo del diagrama H–R, constituyendo en el extremo derecho las supergigantes rojas . Estas suelen terminar su vida como una supernova de tipo II . Las estrellas más masivas pueden convertirse en estrellas Wolf–Rayet sin llegar a convertirse en gigantes o supergigantes en absoluto. [19] [20]
Aunque tradicionalmente se ha sugerido que la evolución de una estrella a una gigante roja hará que su sistema planetario , si está presente, sea inhabitable, algunas investigaciones sugieren que, durante la evolución de una estrella de 1 M ☉ a lo largo de la rama gigante roja, podría albergar una zona habitable durante varios miles de millones de años a 2 unidades astronómicas (UA) hasta alrededor de 100 millones de años a9 UA de distancia, lo que quizás dé tiempo suficiente para que se desarrolle vida en un mundo adecuado. Después de la etapa de gigante roja, para una estrella de este tipo habría una zona habitable entre7 y 22 UA durante mil millones de años adicionales. [21] Estudios posteriores han refinado este escenario, mostrando cómo para una estrella de 1 M ☉ la zona habitable dura desde 100 millones de años para un planeta con una órbita similar a la de Marte hasta 210 millones de años para uno que orbita a la distancia de Saturno al Sol, el tiempo máximo (370 millones de años) correspondiente para planetas que orbitan a la distancia de Júpiter . Sin embargo, los planetas que orbitan una estrella de 0,5 M ☉ en órbitas equivalentes a las de Júpiter y Saturno estarían en la zona habitable durante 5.800 millones de años y 2.100 millones de años, respectivamente; para estrellas más masivas que el Sol, los tiempos son considerablemente más cortos. [22]
Hasta 2023, se han descubierto varios cientos de planetas gigantes alrededor de estrellas gigantes. [23] Sin embargo, estos planetas gigantes son más masivos que los planetas gigantes encontrados alrededor de estrellas de tipo solar. Esto podría deberse a que las estrellas gigantes son más masivas que el Sol (las estrellas menos masivas seguirán estando en la secuencia principal y aún no se habrán convertido en gigantes) y se espera que las estrellas más masivas tengan planetas más masivos. Sin embargo, las masas de los planetas que se han encontrado alrededor de estrellas gigantes no se correlacionan con las masas de las estrellas; por lo tanto, los planetas podrían estar creciendo en masa durante la fase de gigante roja de las estrellas. El crecimiento de la masa del planeta podría deberse en parte a la acreción del viento estelar, aunque un efecto mucho mayor sería el desbordamiento del lóbulo de Roche que causa la transferencia de masa de la estrella al planeta cuando el gigante se expande hasta la distancia orbital del planeta. [24] (Se cree que un proceso similar en sistemas estelares múltiples es la causa de la mayoría de las novas y supernovas de tipo Ia ).
Muchas de las estrellas brillantes más conocidas son gigantes rojas, porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella variable de la rama de las gigantes rojas Gamma Crucis es la estrella gigante de clase M más cercana, a 88 años luz. [25] La estrella de la rama de las gigantes rojas K1.5 Arcturus está a 36 años luz de distancia. [26]
El Sol saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 mil millones de años y comenzará a convertirse en un gigante rojo. [29] [30] Como gigante rojo, el Sol crecerá tanto (más de 200 veces su radio actual : ~ 215 R ☉ ; ~ 1 UA ) que engullirá a Mercurio , Venus y probablemente la Tierra. Perderá el 38% de su masa a medida que crezca, y luego morirá y se convertirá en una enana blanca . [31]
Medios relacionados con Gigantes rojas en Wikimedia Commons
