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Rama gigante roja

Diagrama de Hertzsprung-Russell para el cúmulo globular M5 . La rama de las gigantes rojas se extiende desde la delgada rama horizontal de las subgigantes hasta la parte superior derecha, con varias de las estrellas RGB más luminosas marcadas en rojo.

La rama de gigantes rojas (RGB), a veces llamada la primera rama gigante, es la parte de la rama gigante antes de que se produzca la ignición del helio en el curso de la evolución estelar . Es una etapa que sigue a la secuencia principal para las estrellas de masa baja a intermedia. Las estrellas de la rama de gigantes rojas tienen un núcleo de helio inerte rodeado por una capa de hidrógeno que se fusiona a través del ciclo CNO . Son estrellas de clase K y M mucho más grandes y luminosas que las estrellas de secuencia principal de la misma temperatura.

Descubrimiento

Las estrellas más brillantes en cúmulos globulares como NGC 288 son gigantes rojas.

Las gigantes rojas fueron identificadas a principios del siglo XX cuando el uso del diagrama de Hertzsprung-Russell dejó en claro que había dos tipos distintos de estrellas frías con tamaños muy diferentes: las enanas, ahora formalmente conocidas como estrellas de secuencia principal , y las gigantes . [1] [2]

El término rama de gigantes rojas empezó a utilizarse durante los años 1940 y 1950, aunque inicialmente sólo como un término general para referirse a la región de gigantes rojas del diagrama de Hertzsprung-Russell. Aunque en 1940 se comprendía la base de una vida termonuclear en la secuencia principal, seguida de una fase de contracción termodinámica hasta una enana blanca , no se conocían los detalles internos de los distintos tipos de estrellas gigantes. [3]

En 1968, se utilizó el nombre de rama asintótica gigante (AGB) para una rama de estrellas algo más luminosa que la mayor parte de las gigantes rojas y estrellas variables más inestables, a menudo de gran amplitud, como Mira . [4] Se habían realizado observaciones de una rama gigante bifurcada años antes, pero no estaba claro cómo se relacionaban las diferentes secuencias. [5] Para 1970, se entendía bien que la región de las gigantes rojas estaba formada por subgigantes , la propia RGB, la rama horizontal y la AGB, y se entendía ampliamente el estado evolutivo de las estrellas en estas regiones. [6] La rama de las gigantes rojas se describió como la primera rama gigante en 1967, para distinguirla de la segunda rama gigante o asintótica, [7] y esta terminología todavía se usa con frecuencia hoy en día. [8]

La física estelar moderna ha modelado los procesos internos que producen las diferentes fases de la vida post-secuencia principal de las estrellas de masa moderada, [9] con una complejidad y precisión cada vez mayores. [10] Los resultados de la investigación RGB se están utilizando como base para la investigación en otras áreas. [11]

Evolución

Trayectorias evolutivas para estrellas de diferentes masas:
  • La  pista de 0,6 M ☉ muestra el RGB y se detiene en el flash de helio .
  • La pista de 1  M ☉ muestra una rama subgigante corta pero de larga duración y el RGB del destello de helio.
  • La pista 2  M ☉ muestra la rama subgigante y RGB, con un bucle azul apenas detectable en el AGB .
  • La pista de 5  M ☉ muestra una rama subgigante larga pero muy breve, un RGB corto y un bucle azul extendido.

Cuando una estrella con una masa de entre 0,4  M☉ ( masa solar ) y 12  M☉ (8  M☉ para las estrellas de baja metalicidad ) agota el hidrógeno de su núcleo, entra en una fase de combustión de la capa de hidrógeno durante la cual se convierte en una gigante roja, más grande y más fría que en la secuencia principal. Durante la combustión de la capa de hidrógeno, el interior de la estrella pasa por varias etapas distintas que se reflejan en su apariencia exterior. Las etapas evolutivas varían dependiendo principalmente de la masa de la estrella, pero también de su metalicidad .

Fase subgigante

Una vez que una estrella de la secuencia principal ha agotado el hidrógeno de su núcleo, comienza a fusionar hidrógeno en una gruesa capa alrededor de un núcleo que consiste principalmente en helio. La masa del núcleo de helio está por debajo del límite de Schönberg-Chandrasekhar y está en equilibrio térmico , y la estrella es una subgigante . Cualquier producción de energía adicional de la fusión de la capa se consume en inflar la envoltura y la estrella se enfría pero no aumenta su luminosidad. [12]

La fusión de hidrógeno en capas continúa en estrellas de masa similar a la del Sol hasta que el núcleo de helio aumenta su masa lo suficiente como para degenerarse . A continuación, el núcleo se encoge, se calienta y desarrolla un fuerte gradiente de temperatura. La capa de hidrógeno, que se fusiona a través del ciclo CNO sensible a la temperatura , aumenta considerablemente su tasa de producción de energía y se considera que la estrella está al pie de la rama de las gigantes rojas. Para una estrella de la misma masa que el Sol, esto lleva aproximadamente 2 mil millones de años desde el momento en que se agotó el hidrógeno en el núcleo. [13]

Las subgigantes de más de 2  M☉ alcanzan el límite de Schönberg-Chandrasekhar relativamente rápido antes de que el núcleo se degenere. El núcleo todavía soporta su propio peso termodinámicamente con la ayuda de la energía de la capa de hidrógeno, pero ya no está en equilibrio térmico. Se encoge y se calienta haciendo que la capa de hidrógeno se vuelva más delgada y la envoltura estelar se infle. Esta combinación disminuye la luminosidad a medida que la estrella se enfría hacia el pie del RGB. Antes de que el núcleo se degenere, la envoltura de hidrógeno exterior se vuelve opaca, lo que hace que la estrella deje de enfriarse, aumenta la tasa de fusión en la capa y la estrella ha entrado en el RGB. En estas estrellas, la fase subgigante ocurre en unos pocos millones de años, lo que causa una brecha aparente en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre las estrellas de secuencia principal de tipo B y el RGB visto en cúmulos abiertos jóvenes como Praesepe . Esta es la brecha de Hertzsprung y en realidad está escasamente poblada con estrellas subgigantes que evolucionan rápidamente hacia gigantes rojas, en contraste con la rama subgigante de baja masa, densamente poblada y corta que se observa en cúmulos más antiguos como ω Centauri . [14] [15]

Ascendiendo por la rama gigante roja

Las estrellas similares al Sol tienen un núcleo degenerado en la rama gigante roja y ascienden hasta la punta antes de iniciar la fusión de helio del núcleo con un destello.
Las estrellas más masivas que el Sol no tienen un núcleo degenerado y abandonan la rama gigante roja antes de llegar a la punta cuando el helio de su núcleo se enciende sin un destello.

Las estrellas al pie de la rama gigante roja tienen todas una temperatura similar.5.000  K , correspondiente a un tipo espectral de principios a mediados de K. Su luminosidad varía desde unas pocas veces la luminosidad del Sol para las gigantes rojas menos masivas hasta varios miles de veces más luminosas para estrellas de alrededor de 8  M ☉ . [16]

A medida que sus capas de hidrógeno continúan produciendo más helio, los núcleos de las estrellas RGB aumentan en masa y temperatura. Esto hace que la capa de hidrógeno se fusione más rápidamente. Las estrellas se vuelven más luminosas, más grandes y algo más frías. Se las describe como estrellas que ascienden en la RGB. [17]

En el ascenso del RGB, hay una serie de eventos internos que producen características externas observables. La envoltura convectiva exterior se vuelve cada vez más profunda a medida que la estrella crece y la producción de energía de la capa aumenta. Finalmente, alcanza la profundidad suficiente para llevar los productos de fusión a la superficie desde el núcleo anteriormente convectivo, conocido como el primer dragado . Esto cambia la abundancia superficial de helio, carbono, nitrógeno y oxígeno. [18] Se puede detectar una agrupación notable de estrellas en un punto del RGB y se conoce como el bache RGB. Es causado por una discontinuidad en la abundancia de hidrógeno dejada por la convección profunda. La producción de energía de la capa disminuye temporalmente en esta discontinuidad, deteniendo efectivamente el ascenso del RGB y causando un exceso de estrellas en ese punto. [19]

Punta de la rama de la gigante roja

Para las estrellas con un núcleo de helio degenerado, existe un límite para este crecimiento en tamaño y luminosidad, conocido como la punta de la rama de las gigantes rojas , donde el núcleo alcanza una temperatura suficiente para comenzar la fusión. Todas las estrellas que alcanzan este punto tienen una masa de núcleo de helio idéntica de casi 0,5  M ☉ , y una luminosidad y temperatura estelares muy similares. Estas estrellas luminosas se han utilizado como indicadores estándar de distancia de vela. Visualmente, la punta de la rama de las gigantes rojas se produce en aproximadamente una magnitud absoluta de −3 y temperaturas de alrededor de 3000 K en metalicidad solar, más cerca de 4000 K en metalicidad muy baja. [16] [20] Los modelos predicen una luminosidad en la punta de 2000–2500  L ☉ , dependiendo de la metalicidad. [21] En la investigación moderna, las magnitudes infrarrojas se utilizan más comúnmente. [22]

Dejando la rama gigante roja

Un núcleo degenerado comienza a fusionarse de forma explosiva en un evento conocido como destello de helio , pero externamente hay pocas señales inmediatas de ello. La energía se consume en levantar la degeneración en el núcleo. La estrella en general se vuelve menos luminosa y más caliente y migra a la rama horizontal. Todos los núcleos de helio degenerados tienen aproximadamente la misma masa, independientemente de la masa estelar total, por lo que la luminosidad de fusión de helio en la rama horizontal es la misma. La fusión de capas de hidrógeno puede hacer que varíe la luminosidad estelar total, pero para la mayoría de las estrellas con metalicidad cercana a la solar, la temperatura y la luminosidad son muy similares en el extremo frío de la rama horizontal. Estas estrellas forman el cúmulo rojo a unos 5000 K y 50  L ☉ . Las envolturas de hidrógeno menos masivas hacen que las estrellas adopten una posición más caliente y menos luminosa en la rama horizontal, y este efecto ocurre más fácilmente a baja metalicidad, de modo que los cúmulos antiguos pobres en metales muestran las ramas horizontales más pronunciadas. [13] [23]

Las estrellas que inicialmente tienen una masa mayor a 2  M ☉ tienen núcleos de helio no degenerados en la rama de las gigantes rojas. Estas estrellas se calientan lo suficiente como para iniciar una fusión triple alfa antes de llegar a la punta de la rama de las gigantes rojas y antes de que el núcleo se degenere. Luego abandonan la rama de las gigantes rojas y realizan un bucle azul antes de regresar para unirse a la rama de las gigantes asintóticas. Las estrellas que tienen una masa apenas mayor a 2  M ☉ realizan un bucle azul apenas perceptible a unos cientos de L ☉ antes de continuar en la AGB, apenas distinguible de su posición en la rama de las gigantes rojas. Las estrellas más masivas realizan bucles azules extendidos que pueden alcanzar 10 000 K o más a luminosidades de miles de  L ☉ . Estas estrellas cruzarán la franja de inestabilidad más de una vez y pulsarán como variables cefeidas de tipo I (clásicas) . [24]

Propiedades

La tabla siguiente muestra los tiempos de vida típicos en la secuencia principal (MS), la rama subgigante (SB) y la rama gigante roja (RGB), para estrellas con diferentes masas iniciales, todas con metalicidad solar (Z = 0,02). También se muestran la masa del núcleo de helio, la temperatura superficial efectiva, el radio y la luminosidad al inicio y al final de la RGB para cada estrella. El final de la rama gigante roja se define como el momento en que se produce la ignición del núcleo de helio. [8]

Las estrellas de masa intermedia sólo pierden una pequeña fracción de su masa como estrellas de secuencia principal y subgigantes, pero pierden una cantidad significativa de masa como gigantes rojas. [25]

La pérdida de masa de una estrella similar al Sol afecta la temperatura y la luminosidad de la estrella cuando alcanza la rama horizontal, por lo que las propiedades de las estrellas de la masa roja se pueden utilizar para determinar la diferencia de masa antes y después del destello de helio. La masa perdida de las gigantes rojas también determina la masa y las propiedades de las enanas blancas que se forman posteriormente. Las estimaciones de la pérdida total de masa de las estrellas que alcanzan la punta de la rama de las gigantes rojas son de alrededor de 0,2–0,25  M ☉ . La mayor parte de esta se pierde en el último millón de años antes del destello de helio. [26] [27]

La masa perdida por las estrellas más masivas que abandonan la rama de las gigantes rojas antes del destello de helio es más difícil de medir directamente. La masa actual de las variables cefeidas, como δ Cephei, se puede medir con precisión porque hay estrellas binarias o pulsantes. En comparación con los modelos evolutivos, estas estrellas parecen haber perdido alrededor del 20% de su masa, gran parte de ella durante el bucle azul y especialmente durante las pulsaciones en la franja de inestabilidad. [28] [29]

Variabilidad

Algunas estrellas gigantes rojas son variables de gran amplitud. Muchas de las primeras estrellas variables conocidas son variables Mira con períodos regulares y amplitudes de varias magnitudes, variables semirregulares con períodos menos obvios o períodos múltiples y amplitudes ligeramente menores, y variables irregulares lentas sin período obvio. Durante mucho tiempo se las ha considerado estrellas de la rama asintótica de gigantes (AGB) o supergigantes, y las estrellas de la rama de gigantes rojas (RGB) en sí mismas no se consideraban variables. Unas pocas excepciones aparentes se consideraban estrellas AGB de baja luminosidad. [30]

Estudios realizados a finales del siglo XX comenzaron a demostrar que todas las estrellas gigantes de clase M eran variables, con amplitudes de 10 milimagnitudes o más, y que las estrellas gigantes de clase K tardía también eran probablemente variables, con amplitudes menores. Estas estrellas variables se encontraban entre las gigantes rojas más luminosas, cerca del extremo de la RGB, pero era difícil afirmar que todas ellas eran en realidad estrellas AGB. Las estrellas mostraban una relación de amplitud de período, con variables de mayor amplitud que pulsaban más lentamente. [31]

Los estudios de microlente en el siglo XXI han proporcionado una fotometría extremadamente precisa de miles de estrellas a lo largo de muchos años. Esto ha permitido el descubrimiento de muchas nuevas estrellas variables, a menudo de amplitudes muy pequeñas. Se han descubierto múltiples relaciones período-luminosidad , agrupadas en regiones con crestas de relaciones paralelas estrechamente espaciadas. Algunas de estas corresponden a las conocidas Miras y semirregulares, pero se ha definido una clase adicional de estrella variable: las Gigantes Rojas de Amplitud Pequeña OGLE , u OSARG . Las OSARG tienen amplitudes de unas pocas milésimas de magnitud y períodos semirregulares de 10 a 100 días. El estudio OGLE publicó hasta tres períodos para cada OSARG, lo que indica una combinación compleja de pulsaciones. Se detectaron rápidamente muchos miles de OSARG en las Nubes de Magallanes , tanto estrellas AGB como RGB. [32] Desde entonces se ha publicado un catálogo de 192.643 OSARG en la dirección del bulbo central de la Vía Láctea . Aunque alrededor de una cuarta parte de los OSARg de las Nubes de Magallanes muestran períodos secundarios largos, muy pocos de los OSARG galácticos lo hacen. [33]

Los OSARG RGB siguen tres relaciones de luminosidad-periodo estrechamente espaciadas, correspondientes a los armónicos primero, segundo y tercero de los modelos de pulsación radial para estrellas de ciertas masas y luminosidades, pero también están presentes pulsaciones no radiales dipolares y cuadripolares, lo que conduce a la naturaleza semirregular de las variaciones. [34] El modo fundamental no aparece y se desconoce la causa subyacente de la excitación. Se ha sugerido la convección estocástica como causa, similar a las oscilaciones similares a las solares . [32]

Se han descubierto dos tipos adicionales de variación en las estrellas RGB: períodos secundarios largos, que están asociados con otras variaciones pero pueden mostrar amplitudes mayores con períodos de cientos o miles de días; y variaciones elipsoidales . La causa de los períodos secundarios largos es desconocida, pero se ha propuesto que se deben a interacciones con compañeros de baja masa en órbitas cercanas. [35] También se cree que las variaciones elipsoidales se crean en sistemas binarios, en este caso sistemas binarios de contacto donde las estrellas distorsionadas causan variaciones estrictamente periódicas a medida que orbitan. [36]

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Bibliografía

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