Una estrella gigante tiene un radio y una luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de la secuencia principal (o enana ) de la misma temperatura superficial . [1] 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 . [2] Los términos gigante y enana fueron acuñados para estrellas de luminosidad bastante diferente a pesar de temperatura o tipo espectral similar por Ejnar Hertzsprung alrededor de 1905. [3]
Las estrellas gigantes tienen radios de hasta unos cientos de veces el Sol y luminosidades entre 10 y unos pocos miles de veces la del Sol . Las estrellas aún más luminosas que las gigantes se denominan supergigantes e hipergigantes .
Una estrella caliente y luminosa de la secuencia principal también puede denominarse gigante, pero cualquier estrella de la secuencia principal se denomina propiamente enana, independientemente de cuán grande y luminosa sea. [4]
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Una estrella se convierte en gigante después de que se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo y, como resultado, abandona la secuencia principal . [2] El comportamiento de una estrella posterior a la secuencia principal depende en gran medida de su masa.
Para una estrella con una masa superior a aproximadamente 0,25 masas solares ( M ☉ ), una vez que el núcleo se queda sin hidrógeno, se contrae y se calienta de modo que el hidrógeno comienza a fusionarse en una capa alrededor del núcleo. La porción de la estrella fuera de la capa se expande y se enfría, pero con sólo un pequeño aumento de luminosidad, y la estrella se vuelve subgigante . El núcleo de helio inerte continúa creciendo y aumentando su temperatura a medida que acumula helio de la capa, pero en estrellas de hasta aproximadamente 10-12 M ☉ no se calienta lo suficiente como para comenzar a quemar helio (las 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 degenerar. 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 dramáticamente y la estrella se mueve hacia la rama de 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 parecida al Sol). El núcleo continúa ganando masa, contrayéndose y aumentando de temperatura, mientras que hay cierta pérdida de masa en las capas externas. [5] , § 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 . [6] , pág. 169. Por lo tanto, seguirá siendo una gigante roja que fusiona hidrógeno hasta que se le acabe el hidrógeno, momento en el que se convertirá en una enana blanca de helio . [5] , § 4.1, 6.1. Según la teoría de la evolución estelar, ninguna estrella de masa tan baja puede haber evolucionado hasta esa etapa dentro de la era del Universo.
En las estrellas por encima de aproximadamente 0,4 M ☉, la temperatura central eventualmente alcanza los 10 8 K y el helio comenzará a fusionarse con carbono y oxígeno en el núcleo mediante el proceso triple alfa . [5] , § 5.9, capítulo 6. Cuando el núcleo está degenerado, la fusión del helio comienza explosivamente , pero la mayor parte de la energía se destina a levantar la degeneración y el núcleo se vuelve convectivo. La energía generada por la fusión del helio reduce la presión en la capa circundante que quema hidrógeno, 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 pasa de la rama de gigante roja a la rama horizontal . [5] [7] , capítulo 6.
Cuando el helio del núcleo se agota, 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 sólo permanecen en la AGB durante 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 y oxígeno. [5] , § 7.1 a 7.4.
Las estrellas de la secuencia principal con masas superiores a aproximadamente 12 M ☉ ya son muy luminosas y se mueven horizontalmente a lo largo del diagrama HR cuando abandonan la secuencia principal, convirtiéndose brevemente en gigantes azules antes de expandirse aún más hasta convertirse en supergigantes azules. Comienzan a quemar helio en el núcleo antes de que el núcleo se degenere y se desarrolle suavemente hasta convertirse en supergigantes rojas sin un fuerte aumento de luminosidad. En esta etapa tienen luminosidades comparables a las estrellas brillantes AGB, aunque tienen masas mucho mayores, pero su luminosidad aumentará aún más a medida que quemen elementos más pesados y eventualmente se conviertan en una supernova.
Las estrellas en el rango de 8~12 M ☉ tienen propiedades algo intermedias y han sido llamadas estrellas súper-AGB. [8] 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 en el núcleo e incluso algo de combustión 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 secuencia principal de clase O ya son muy luminosas. La fase gigante de este tipo de 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 una gama continua de formas intermedias. Las estrellas más masivas desarrollan características espectrales gigantes o supergigantes mientras siguen quemando hidrógeno en sus núcleos, debido a la mezcla de elementos pesados en la superficie y la alta luminosidad que produce un poderoso viento estelar y hace que la atmósfera de la estrella se expanda.
Una estrella cuya masa inicial sea inferior a aproximadamente 0,25 M ☉ no se convertirá en una estrella gigante en absoluto. 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 a10 12 años, mucho más que la edad actual del Universo . Durante este tiempo se vuelven cada vez más calientes y luminosos. Con el tiempo, desarrollan un núcleo radiativo, que posteriormente agota el hidrógeno en el núcleo y quema el 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 espera que se convierta en una enana blanca de helio , [9 ] aunque el universo es demasiado joven para que exista todavía una estrella de este tipo, por lo que nunca se ha observado ninguna estrella con esa historia.
Existe una amplia gama de estrellas de clase gigante y comúnmente se utilizan varias subdivisiones para identificar grupos más pequeños de estrellas.
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 demasiado luminosas de la secuencia principal debido a variaciones químicas o a la edad, otras siguen una trayectoria evolutiva distinta hacia verdaderos gigantes.
Ejemplos:
Las gigantes brillantes son estrellas de clase de luminosidad II en la clasificación espectral de Yerkes . Se trata de estrellas que se sitúan a ambos lados del límite entre gigantes y supergigantes ordinarias , según la apariencia de sus espectros. [10] La clase de luminosidad del gigante brillante se definió por primera vez en 1943. [11]
Las estrellas más conocidas que se clasifican como gigantes brillantes incluyen:
Dentro de cualquier clase de luminosidad gigante, las estrellas más frías de clase espectral K, M, S y C (y, a veces, algunas estrellas de tipo G [12] ) 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 horizontal roja 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; y, a veces, otras grandes estrellas frías, como las estrellas inmediatamente posteriores a AGB . Las estrellas RGB son, con diferencia, el tipo más común de estrella gigante debido a su masa moderada, su vida estable relativamente larga y su luminosidad. Son el grupo de estrellas más obvio después de la secuencia principal en la mayoría de los diagramas HR, aunque las enanas blancas son más numerosas pero mucho menos luminosas.
Ejemplos:
Las estrellas gigantes con temperaturas intermedias (clase espectral G, F y al menos algo de A) se denominan gigantes amarillas. Son mucho menos numerosas que las gigantes rojas, en parte porque sólo se forman a partir de estrellas con masas algo mayores y en parte porque pasan menos tiempo en esa fase de sus vidas. Sin embargo, incluyen una serie de 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 las gigantes existen varias clases de estrellas variables pulsantes:
Las gigantes amarillas pueden ser estrellas de masa moderada que evolucionan por primera vez hacia la rama de gigante roja, o pueden ser estrellas más evolucionadas en la rama horizontal. La evolución hacia la rama de gigante roja por primera vez es muy rápida, mientras que las estrellas pueden permanecer mucho más tiempo en la rama horizontal. Las estrellas de rama horizontal, con elementos más pesados y menor masa, son más inestables.
Ejemplos:
Los gigantes más calientes, de clases espectrales O, B y, a veces, A temprana, se denominan gigantes azules . A veces, las estrellas de tipo A y B tardías pueden denominarse gigantes blancas. [ ¿por qué? ]
Las gigantes azules son un grupo muy heterogéneo, que va desde estrellas de gran masa y alta luminosidad que acaban de abandonar la secuencia principal hasta estrellas de baja masa y ramas horizontales . Las estrellas de mayor masa abandonan la secuencia principal para convertirse en gigantes azules, luego en gigantes azules brillantes y luego en supergigantes azules, antes de expandirse a supergigantes rojas, aunque en las masas más altas la etapa gigante es tan breve y estrecha que difícilmente se puede distinguir de la anterior. una supergigante azul.
Las estrellas de menor masa que queman helio en el núcleo evolucionan desde gigantes rojas a lo largo de la rama horizontal y luego regresan 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 [ se necesita aclaración ] gigantes azules.
Ejemplos:
