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 una temperatura o tipo espectral similar (a saber, K y M) por Ejnar Hertzsprung en 1905 [3] o 1906. [4]
Las estrellas gigantes tienen radios de hasta unos cientos de veces el del Sol y luminosidades entre 10 y unos miles de veces la del Sol . Las estrellas aún más luminosas que las gigantes se denominan supergigantes e hipergigantes .
Una estrella de secuencia principal caliente y luminosa también puede denominarse gigante, pero cualquier estrella de secuencia principal se denomina apropiadamente enana, independientemente de lo grande y luminosa que sea. [5]
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Una estrella se convierte en gigante después de que se agota todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo y, como resultado, abandona la secuencia principal . [2] El comportamiento de una estrella post-secuencia principal depende en gran medida de su masa.
En el caso de 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 que está fuera de la capa se expande y se enfría, pero con solo un pequeño aumento de luminosidad, y la estrella se convierte en una 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 solo 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 generen una fuerte zona convectiva que lleva 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 de gigante roja donde quemará hidrógeno de manera estable 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 su temperatura, mientras que hay cierta pérdida de masa en las capas externas. [6] , § 5.9.
Si la masa de la estrella, cuando estaba en la secuencia principal, era inferior a aproximadamente 0,4 M ☉ , nunca alcanzará las temperaturas centrales necesarias para fusionar helio . [7] , p. 169. Por lo tanto, seguirá siendo una gigante roja que fusiona hidrógeno hasta que se quede sin hidrógeno, momento en el que se convertirá en una enana blanca de helio . [6] , § 4.1, 6.1. Según la teoría de la evolución estelar, ninguna estrella de tan baja masa puede haber evolucionado hasta esa etapa dentro de la edad del Universo.
En las estrellas por encima de aproximadamente 0,4 M ☉ la temperatura del núcleo finalmente alcanza 10 8 K y el helio comenzará a fusionarse con carbono y oxígeno en el núcleo mediante el proceso triple-alfa . [6] ,§ 5.9, capítulo 6. Cuando el núcleo está degenerado, la fusión de helio comienza de manera explosiva , 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 de 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 se mueve de la rama gigante roja a la rama horizontal . [6] [8] , 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 causa un aumento dramático en tamaño y luminosidad. Esta es la rama gigante asintótica (AGB) análoga a la rama de gigante roja pero más luminosa, con una capa que quema hidrógeno que aporta la mayor parte de la energía. Las estrellas solo 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-oxígeno. [6] , § 7.1–7.4.
Las estrellas de la secuencia principal con masas superiores a 12 M☉ ya son muy luminosas y se mueven horizontalmente a través del diagrama HR cuando abandonan la secuencia principal, convirtiéndose brevemente en gigantes azules antes de expandirse aún más hasta convertirse en supergigantes azules. Empiezan a quemar helio en el núcleo antes de que éste se degenere y se convierten suavemente en supergigantes rojas sin un fuerte aumento de luminosidad. En esta etapa tienen luminosidades comparables a las estrellas AGB brillantes, aunque tienen masas mucho mayores, pero aumentarán aún más su luminosidad a medida que quemen elementos más pesados y, finalmente, se conviertan en una supernova.
Las estrellas en el rango de 8 a 12 M☉ tienen propiedades algo intermedias y se las ha llamado estrellas super-AGB. [ 9] Siguen en gran medida las trayectorias de estrellas más ligeras a través de las fases RGB, HB y AGB, pero son lo suficientemente masivas como para iniciar la combustión del carbono en el núcleo e incluso algo de combustión del neón. Forman núcleos de oxígeno-magnesio-neón, que pueden colapsar en una supernova de captura de electrones, o pueden dejar atrás una enana blanca de oxígeno-neón.
Las estrellas de la secuencia principal de clase O ya son muy luminosas. La fase gigante de estas estrellas es una breve fase de tamaño y luminosidad ligeramente mayores antes de desarrollar una clase de luminosidad espectral supergigante. Las gigantes de tipo O pueden ser más de cien mil veces más luminosas 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 a la alta luminosidad que produce un poderoso viento estelar y hace que la atmósfera de la estrella se expanda.
Una estrella cuya masa inicial es inferior a aproximadamente 0,25 M☉ no se convertirá 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 seguir fusionando hidrógeno durante un tiempo superior al 100 %.10 12 años, mucho más que la edad actual del Universo . Se vuelven cada vez más calientes y luminosas a lo largo de este tiempo. Finalmente, desarrollan un núcleo radiactivo, agotando posteriormente el hidrógeno en el núcleo y quemando 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 , [10] aunque el universo es demasiado joven para que exista una estrella de este tipo todavía, por lo que nunca se ha observado una estrella con esa historia.
Existe una amplia gama de estrellas de clase gigante y comúnmente se utilizan varias subdivisiones para identificar grupos de estrellas más pequeños.
Las subgigantes son una clase de luminosidad espectroscópica (IV) completamente distinta de las gigantes, pero comparten muchas características con ellas. Aunque algunas subgigantes son simplemente estrellas de la secuencia principal hiperluminosas debido a la variación química o la edad, otras son una trayectoria evolutiva distinta hacia las verdaderas gigantes.
Ejemplos:
Las gigantes brillantes son estrellas de clase de luminosidad II en la clasificación espectral de Yerkes . Se trata de estrellas que se encuentran en el límite entre las gigantes comunes y las supergigantes , según la apariencia de sus espectros. [11] La clase de luminosidad de las gigantes brillantes se definió por primera vez en 1943. [12]
Las estrellas más conocidas que se clasifican como gigantes brillantes incluyen:
Dentro de cualquier clase de luminosidad gigante, las estrellas más frías de la clase espectral K, M, S y C (y, a veces, algunas estrellas de tipo G [13] ) se denominan gigantes rojas. Las gigantes rojas incluyen estrellas en varias fases evolutivas distintas de sus vidas: una rama principal de gigantes rojas (RGB); una rama horizontal roja o grupo rojo ; la rama gigante asintótica (AGB), aunque las estrellas AGB suelen ser lo suficientemente grandes y luminosas como para clasificarse como supergigantes; y, a veces, otras estrellas grandes y frías, como las estrellas inmediatamente posteriores a la AGB . Las estrellas RGB son, con mucho, el tipo más común de estrella gigante debido a su masa moderada, sus vidas estables relativamente largas y su luminosidad. Son la agrupación de estrellas más obvia 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 algunas 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 da lugar 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 hay varias clases de estrellas variables pulsantes:
Las gigantes amarillas pueden ser estrellas de masa moderada que evolucionan por primera vez hacia la rama de las gigantes rojas, o pueden ser estrellas más evolucionadas de la rama horizontal. La evolución hacia la rama de las gigantes rojas por primera vez es muy rápida, mientras que las estrellas pueden pasar mucho más tiempo en la rama horizontal. Las estrellas de la rama horizontal, con más elementos pesados y menor masa, son más inestables.
Ejemplos:
Las gigantes más calientes, de las clases espectrales O, B y, a veces, A temprana, se denominan gigantes azules . A veces, las estrellas de tipo A y B tardía pueden denominarse gigantes blancas. [ ¿Por qué? ]
Las gigantes azules son un grupo muy heterogéneo, que va desde estrellas de gran masa y gran luminosidad que abandonan la secuencia principal hasta estrellas de baja masa y de rama horizontal . Las estrellas de mayor masa abandonan la secuencia principal para convertirse en gigantes azules, luego en brillantes gigantes azules y luego en supergigantes azules, antes de expandirse a supergigantes rojas, aunque en las masas más altas la etapa de gigante es tan breve y estrecha que apenas se puede distinguir de una supergigante azul.
Las estrellas de menor masa que queman helio en su núcleo evolucionan a partir de gigantes rojas a lo largo de la rama horizontal y luego vuelven 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 gigantes azules peculiares [ aclaración necesaria ] .
Ejemplos:
