La rama asintótica gigante (RBG) es una región del diagrama de Hertzsprung-Russell poblada por estrellas luminosas y frías evolucionadas . Se trata de un período de evolución estelar que atraviesan todas las estrellas de masa baja a intermedia (aproximadamente de 0,5 a 8 masas solares [ cita requerida ] ) en etapas avanzadas de sus vidas.
Observacionalmente, una estrella de rama gigante asintótica aparecerá como una gigante roja brillante con una luminosidad que varía hasta miles de veces mayor que la del Sol. Su estructura interior se caracteriza por un núcleo central y en gran parte inerte de carbono y oxígeno, una capa donde el helio se está fusionando para formar carbono (conocido como combustión de helio ), otra capa donde el hidrógeno se está fusionando para formar helio (conocido como combustión de hidrógeno ), y una envoltura muy grande de material de composición similar a las estrellas de secuencia principal (excepto en el caso de las estrellas de carbono ). [1]
Cuando una estrella agota el suministro de hidrógeno por procesos de fusión nuclear en su núcleo, este se contrae y su temperatura aumenta, lo que hace que las capas externas 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 combustión del helio (fusión de núcleos de helio ). El inicio de la combustión del helio en el núcleo detiene el enfriamiento de la estrella y el aumento de su luminosidad, y la estrella, en cambio, se mueve hacia abajo y hacia la izquierda en el diagrama HR. Esta es la rama horizontal (para las estrellas de población II ) o un bucle azul para las estrellas con una masa mayor a aproximadamente 2,3 M ☉ . [3]
Una vez que se completa 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 trayectoria anterior de gigante roja, de ahí el nombre de rama gigante asintótica , aunque la estrella se volverá más luminosa en la AGB que en la punta de la rama 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 con pulsaciones térmicas (TP-AGB). Durante la fase E-AGB, la principal fuente de energía es la fusión de helio en una capa alrededor de un núcleo que consiste principalmente en carbono y oxígeno . Durante esta fase, la estrella se hincha 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 capa de helio se queda sin combustible, se inicia el TP-AGB. Ahora la estrella obtiene su energía de la fusión de hidrógeno en una capa delgada, que restringe la capa de helio interna a una capa muy delgada y evita que se fusione de manera estable. Sin embargo, durante períodos de 10.000 a 100.000 años, el helio de la capa de hidrógeno que se quema se acumula y, finalmente, la capa de helio se enciende de manera explosiva, un proceso conocido como destello de capa de helio . La potencia del destello de capa alcanza un pico de miles de veces la luminosidad observada de la estrella, pero disminuye exponencialmente en solo unos pocos años. El destello de capa hace que la estrella se expanda y se enfríe, lo que apaga la combustión de la capa de hidrógeno y causa una fuerte convección en la zona entre las dos capas. [3] Cuando la quema de la capa de helio se acerca a la base de la capa de hidrógeno, el aumento de temperatura reaviva la fusión de hidrógeno y el ciclo comienza de nuevo. El gran pero breve aumento de luminosidad a causa 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 del núcleo puede mezclarse con las capas externas, cambiando la composición de la superficie, en un proceso conocido como dragado . Debido a este dragado, las estrellas AGB pueden mostrar elementos del proceso S en sus espectros y los dragados fuertes pueden conducir a la formación de estrellas de carbono . Todos los dragados que siguen a los pulsos térmicos se denominan terceros dragados, después del primer dragado, que ocurre en la rama de las gigantes rojas, y el segundo dragado, que ocurre durante la E-AGB. En algunos casos puede que no haya un segundo dragado, pero los dragados que siguen a los pulsos térmicos se seguirán llamando terceros dragados. Los pulsos térmicos aumentan rápidamente en fuerza después de los primeros, por lo que los terceros dragados son generalmente los más profundos y los que tienen más probabilidades de hacer circular material del núcleo hacia la superficie. [5] [6]
Las estrellas AGB son típicamente variables de período largo y sufren pérdida de masa en forma de viento estelar . Para las estrellas AGB de tipo M, los vientos estelares son impulsados de manera más eficiente por granos de tamaño micrométrico. [7] Los pulsos térmicos producen períodos de pérdida de masa aún mayor y pueden dar lugar a capas desprendidas 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 alcanzar hasta 10 −4 M ⊙ año −1 ; [9] mientras que las velocidades del viento suelen estar entre 5 y 30 km/s. [10]
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 millón de años y una velocidad externa 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 , en lugar de 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 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 participan entonces en reacciones con átomos y moléculas neutrales. Finalmente, cuando la envoltura se fusiona con el medio interestelar, la mayoría de las moléculas son destruidas por la radiación ultravioleta. [11] [12]
La temperatura del CSE está determinada por las propiedades de calentamiento y enfriamiento del gas y el polvo, pero disminuye con la distancia radial desde la fotosfera de las estrellas que son2.000 –3.000 K. Las peculiaridades químicas de un CSE AGB hacia el exterior incluyen: [13]
La dicotomía entre estrellas ricas en oxígeno y ricas en carbono tiene un papel inicial a la hora de determinar si los primeros condensados son óxidos o carburos, ya que los menos abundantes de estos dos elementos probablemente permanecerán en la fase gaseosa como CO x .
En la zona de formación de polvo, los elementos y compuestos refractarios ( Fe , Si , MgO , etc.) se eliminan de la fase gaseosa y terminan en granos de polvo . El polvo recién formado ayudará inmediatamente en las reacciones catalizadas en la superficie . Los vientos estelares de las estrellas AGB son sitios de formación de polvo cósmico y se cree que son los principales sitios de producción de polvo en el universo. [14]
Los vientos estelares de las estrellas AGB ( variables Mira y estrellas OH/IR ) también suelen ser el lugar de emisión de máseres . Las moléculas responsables de esto son SiO , H2O , OH , HCN y SiS . [15] [16] [17] [ 18] [19] Los máseres de SiO, H2O y OH se encuentran típicamente en estrellas AGB de tipo M ricas en oxígeno, como R Cassiopeiae y U Orionis , [20] mientras que los máseres de HCN y SiS se encuentran generalmente en estrellas de carbono como IRC+10216 . Las estrellas de tipo S con máseres son poco comunes. [20]
Después de que estas estrellas han perdido casi todas sus envolturas y sólo quedan las regiones centrales, evolucionan hasta convertirse en nebulosas protoplanetarias de corta duración . El destino final de las envolturas de AGB está representado por las nebulosas planetarias (PNe). [21]
Las muestras físicas, conocidas como granos presolares, de granos minerales de estrellas AGB están disponibles para análisis de laboratorio en forma de granos presolares refractarios individuales . Estos se formaron en las envolturas de polvo circunestelares y fueron transportados al Sistema Solar primitivo por el viento estelar . La mayoría de los granos presolares de carburo de silicio tienen su origen en estrellas de carbono de 1 a 3 M ☉ en la fase AGB tardía de pulso térmico de su evolución estelar. [22] [23]
Hasta una cuarta parte de todas las estrellas post-AGB experimentan lo que se denomina un episodio de "renacimiento". El núcleo de carbono y 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 que quema helio y es deficiente en hidrógeno. [24] Si la estrella todavía tiene una capa que quema hidrógeno cuando se produce este pulso térmico, se denomina "pulso térmico tardío". De lo contrario, se denomina "pulso térmico muy tardío". [25]
La atmósfera exterior de la estrella renacida desarrolla un viento estelar y la estrella vuelve a seguir una trayectoria evolutiva a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell . Sin embargo, esta fase es muy breve, dura solo unos 200 años antes de que la estrella vuelva a encaminarse hacia la etapa de enana blanca . Observacionalmente, esta fase tardía de pulso térmico parece casi idéntica a una estrella Wolf-Rayet en medio de su propia nebulosa planetaria . [24]
Se están observando estrellas como el Objeto de Sakurai y FG Sagittae a medida que evolucionan rápidamente a través de esta fase.
Recientemente se ha informado sobre el mapeo de los campos magnéticos circunestelares de estrellas AGB térmicamente pulsantes (TP) [26] utilizando el llamado efecto Goldreich-Kylafis .
Las estrellas cercanas al límite superior de masa para seguir siendo calificadas como estrellas AGB muestran algunas propiedades peculiares y han sido denominadas estrellas super-AGB. Tienen masas superiores a 7 M ☉ y hasta 9 o 10 M ☉ (o más [27] ). Representan una transición a las estrellas supergigantes más masivas que experimentan una fusión completa 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 destello de helio anterior. El segundo dragado es muy fuerte en este rango de masas y eso mantiene el tamaño del núcleo por debajo del nivel requerido para la quema de neón como ocurre en las supergigantes de mayor masa. El tamaño de los pulsos térmicos y los terceros dragados se reducen en comparación con las estrellas de menor masa, mientras que la frecuencia de los pulsos térmicos aumenta drásticamente. Algunas estrellas supergigantes pueden explotar como supernovas de captura de electrones, pero la mayoría terminará como enanas blancas de oxígeno y neón. [28] Dado que estas estrellas son mucho más comunes que las supergigantes de mayor masa, podrían formar una gran 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 requerida ]
