Una gigante roja es una estrella gigante luminosa de masa baja o intermedia (aproximadamente 0,3 a 8 masas solares ( M ☉ )) en una fase tardía de la evolución estelar . La atmósfera exterior está inflada y tenue, lo que hace que el radio sea grande y la temperatura de la superficie sea de alrededor de 5.000 K (4.700 °C; 8.500 °F) o menos. La apariencia de la gigante roja va del blanco amarillento al naranja rojizo, incluidos los tipos espectrales K y M, a veces G, pero también 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 K0 RGB Arcturus está a 36 años luz de distancia, y Gamma Crucis es el gigante de clase M más cercano a 88 años luz de distancia.
Una gigante roja normalmente 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 mayores 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 de energía de su envoltura, las gigantes rojas son muchas veces más luminosas que el Sol debido a su gran tamaño. Las estrellas de rama gigante roja tienen luminosidades hasta casi tres mil veces la del Sol ( L ☉ ), tipos espectrales de K o M, tienen temperaturas superficiales de 3000 a 4000 K y radios de hasta aproximadamente 200 veces el Sol ( R ☉ ). Las estrellas de la rama horizontal son más calientes, con sólo un pequeño rango de luminosidades de alrededor de 75 L ☉ . Las estrellas de la rama gigante asintótica varían desde luminosidades similares a las de las estrellas más brillantes de la rama gigante roja, hasta varias veces más luminosas al final de la fase de pulsación térmica.
Entre las estrellas de rama gigante asintótica se encuentran las estrellas de carbono de tipo CN y CR tardía, que se producen cuando el carbono y otros elementos son convectivos a la superficie en lo que se llama dragado . [1] El primer dragado se produce durante la quema de la capa de hidrógeno en la rama de la gigante roja, pero no produce una gran abundancia de carbono en la superficie. El segundo, y a veces el tercer, dragado se produce durante la quema de la capa de helio en la rama gigante asintótica y convecta carbono a la superficie en estrellas suficientemente masivas.
El miembro estelar de una gigante roja no está claramente definido, contrariamente a su representación 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 una " corona ". [2] Las gigantes rojas más frías tienen espectros complejos, con líneas moleculares, características de emisión y, a veces, máseres, particularmente de estrellas AGB que pulsan térmicamente. [3] Las observaciones también han proporcionado evidencia de una cromosfera caliente sobre 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 las 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 células de convección ( gránulos solares ), las fotosferas de las gigantes rojas, así como las de las supergigantes rojas , tienen solo unas pocas células grandes, las cuyas características provocan las variaciones de brillo tan comunes en ambos tipos de estrellas. [8]
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Las gigantes rojas evolucionan a partir de estrellas de la secuencia principal con masas en el rango de aproximadamente 0,3 M ☉ a aproximadamente 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 la estructura estelar, esto simplemente se refiere a cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio, es decir número atómico mayor que 2). Todos estos elementos están mezclados uniformemente en toda la estrella. La estrella alcanza la secuencia principal cuando el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para comenzar a fusionar hidrógeno (unos pocos millones de kelvin) y se establece el equilibrio hidrostático . Durante su secuencia principal de vida, la estrella convierte lentamente el hidrógeno del núcleo en helio; su vida de secuencia principal termina cuando casi todo el hidrógeno del núcleo se ha fusionado. Para el Sol , la vida de la secuencia principal es de aproximadamente 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas arden desproporcionadamente más rápido y, por tanto, tienen una vida más corta que las estrellas menos masivas. [10]
Cuando la estrella agota el combustible de hidrógeno en su núcleo, las reacciones nucleares ya no pueden continuar en el núcleo y, por lo tanto, el núcleo comienza a contraerse debido a la disminución de la fuerza de la fusión, que solía empujar contra la gravedad, y provoca que el núcleo se caliente. . El aumento de temperatura del núcleo hace que el hidrógeno contenido en una capa alrededor del núcleo se queme y la estrella se expanda. [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 gravitacional y térmica en una estrella con estructura de capa. El núcleo se contrae y se calienta debido a la falta de fusión, por lo que las capas exteriores de la estrella se expanden enormemente, absorbiendo la mayor parte de la energía extra de la fusión de las capas. Este proceso de enfriamiento y expansión es el de la estrella 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 sigue la estrella a lo largo de la rama de gigante roja depende de su masa. Para el Sol y las estrellas de menos de 2 M ☉ [13], el núcleo se volverá lo suficientemente denso como para que la presión de degeneración de los electrones impida que colapse aún más. Una vez que el núcleo se degenera , continuará calentándose hasta alcanzar una temperatura de aproximadamente 10 8 K, lo suficientemente caliente como para comenzar a fusionar el helio con el carbono mediante el proceso triple alfa . Una vez que el núcleo degenerado alcance esta temperatura, todo el núcleo comenzará la fusión de helio casi simultáneamente en lo que se conoce como destello de helio . En estrellas más masivas, el núcleo en colapso alcanzará los 10 8 K antes de que sea lo suficientemente denso como para degenerar, por lo que la fusión del helio comenzará mucho más suavemente y no producirá ningún destello de helio. [10] La fase de fusión de helio del núcleo de la vida de una estrella se llama rama horizontal en las 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. En cambio, las estrellas ricas en metales que fusionan helio se encuentran en el llamado grupo rojo en el diagrama H-R. [14]
Un proceso análogo ocurre cuando el helio central se agota y la estrella colapsa una vez más, provocando que el helio en una capa comience a fusionarse. Al mismo tiempo, el hidrógeno puede comenzar a fusionarse en una capa justo fuera de la capa de helio en llamas. Esto coloca a la estrella en la rama gigante asintótica , una segunda fase de gigante roja. [15] La fusión de helio da como resultado la formación de un núcleo de carbono-oxígeno. Una estrella por debajo de aproximadamente 8 M ☉ nunca iniciará 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 pone fin finalmente a la fase de gigante roja de la evolución de la estrella. [10] La fase de gigante roja normalmente dura sólo alrededor de mil millones de años en total para una estrella de masa solar, casi todo el cual transcurre en la rama de gigante roja. Las fases de rama horizontal y de rama gigante asintótica avanzan decenas de 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 del helio. [9] Estas estrellas "intermedias" se enfrían un poco y aumentan su luminosidad, pero nunca alcanzan la punta de la rama de gigante roja y el núcleo de helio destella. Cuando termina el ascenso de la rama gigante roja, se hinchan sus capas externas como una estrella de rama gigante post-asintótica 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 sólo una pequeña fracción de toda la estrella sea hidrógeno. La luminosidad y la temperatura aumentan constantemente durante este tiempo, al igual que en el caso de las estrellas más masivas de la secuencia principal, pero el período de tiempo involucrado significa que la temperatura finalmente aumenta aproximadamente un 50% y la luminosidad unas 10 veces. Con el tiempo, el nivel de helio aumenta hasta el punto en que la estrella deja de ser completamente convectiva y el hidrógeno restante encerrado en el núcleo se consume en sólo 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 luminosos y más fríos a pesar de que continúa la quema de capas de hidrógeno. Éstas se convierten en enanas blancas frías de helio. [9]
Las estrellas de muy alta masa se convierten en supergigantes que siguen una trayectoria evolutiva que las lleva hacia adelante y hacia atrás horizontalmente sobre el diagrama H-R, constituyendo en el extremo derecho las supergigantes rojas . Estas suelen terminar su vida como supernovas de tipo II . Las estrellas más masivas pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet sin convertirse en gigantes o supergigantes. [19] [20]
Aunque tradicionalmente se ha sugerido que la evolución de una estrella a 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 de 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 a 9 UA, lo que tal vez dé tiempo suficiente para que la vida se desarrolle en un mundo adecuado. Después de la etapa de gigante roja, para una estrella de este tipo habría una zona habitable entre 7 y 22 UA durante mil millones de años más. [21] Estudios posteriores han perfeccionado 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 a los 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 que se encuentran 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 provocaría una transferencia de masa de la estrella al planeta cuando el gigante se expande hasta la distancia orbital del planeta. [24]
Muchas de las estrellas brillantes más conocidas son gigantes rojas, porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella variable de rama gigante roja Gamma Crucis es la estrella gigante de clase M más cercana a 88 años luz. [25] La rama de la estrella gigante roja 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 una gigante roja. [28] [29] Como gigante roja, el Sol crecerá tanto (más de 200 veces su radio actual) (1 UA) que engullirá a Mercurio , Venus y probablemente a la Tierra. Perderá el 38% de su masa en crecimiento y luego se reducirá hasta convertirse en una enana blanca . [30]
Medios relacionados con las gigantes rojas en Wikimedia Commons
