La rama gigante roja (RGB), a veces llamada primera rama gigante, es la porción 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 la secuencia principal de las estrellas de masa baja a intermedia. Las estrellas de rama gigante roja tienen un núcleo de helio inerte rodeado por una capa de hidrógeno que se fusiona mediante el ciclo CNO . Son estrellas de clase K y M mucho más grandes y luminosas que las estrellas de la secuencia principal de la misma temperatura.
Las gigantes rojas se identificaron a principios del siglo XX cuando el uso del diagrama de Hertzsprung-Russell dejó claro que había dos tipos distintos de estrellas frías con tamaños muy diferentes: las enanas, ahora formalmente conocidas como secuencia principal ; y gigantes . [1] [2]
El término rama de gigante roja se empezó a utilizar durante las décadas de 1940 y 1950, aunque inicialmente solo como un término general para referirse a la región de gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell. Aunque en 1940 se comprendía la base de una vida de secuencia principal termonuclear, 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, el nombre rama gigante asintótica (AGB) se utilizó para una rama de estrellas algo más luminosas que la mayor parte de las gigantes rojas y estrellas más inestables, a menudo de gran amplitud variable, como Mira . [4] Años antes se habían realizado observaciones de una rama gigante bifurcada, pero no estaba claro cómo se relacionaban las diferentes secuencias. [5] En 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 comprendía ampliamente el estado evolutivo de las estrellas en estas regiones. [6] La rama gigante roja fue descrita como la primera rama gigante en 1967, para distinguirla de la segunda rama gigante asintótica, [7] y esta terminología todavía se usa con frecuencia en la actualidad. [8]
La física estelar moderna ha modelado los procesos internos que producen las diferentes fases de la vida posterior a la secuencia principal de estrellas de masa moderada, [9] con una complejidad y precisión cada vez mayores. [10] Los resultados de la investigación RGB se utilizan como base para investigaciones en otras áreas. [11]
Cuando una estrella con una masa de aproximadamente 0,4 M ☉ ( masa solar ) a 12 M ☉ (8 M ☉ para 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 fresco 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 la apariencia exterior. Las etapas evolutivas varían dependiendo principalmente de la masa de la estrella, pero también de su metalicidad .
Después de que una estrella de la secuencia principal ha agotado el hidrógeno de su núcleo, comienza a fusionarlo en una capa gruesa alrededor de un núcleo compuesto principalmente de 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 procedente de la fusión de la capa se consume al inflar la envoltura y la estrella se enfría pero no aumenta su luminosidad. [12]
La fusión de la capa de hidrógeno continúa en estrellas de masa aproximadamente solar hasta que el núcleo de helio aumenta de masa lo suficiente como para degenerarse . Luego, el núcleo se contrae, 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 las estrellas se encuentran al pie de la rama de la gigante roja. 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 aproximadamente 2 M ☉ alcanzan el límite de Schönberg-Chandrasekhar relativamente rápido antes de que el núcleo se degenere. El núcleo todavía soporta termodinámicamente su propio peso con la ayuda de la energía de la capa de hidrógeno, pero ya no está en equilibrio térmico. Se encoge y se calienta, lo que hace 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 exterior de hidrógeno se vuelve opaca, lo que hace que la estrella deje de enfriarse, aumenta la velocidad de fusión en la capa y la estrella ha entrado en el RGB. En estas estrellas, la fase subgigante ocurre dentro de unos pocos millones de años, lo que provoca una aparente brecha en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre las estrellas de secuencia principal de tipo B y el RGB que se observa 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 corta, densamente poblada y de baja masa que se observa en cúmulos más antiguos como ω Centauri . [14] [15]
Todas las estrellas al pie de la rama de la gigante roja tienen una temperatura similar alrededor5.000 K , correspondiente a un tipo espectral temprano a medio K. Su luminosidad varía desde unas pocas veces la luminosidad del Sol en el caso de las gigantes rojas menos masivas hasta varios miles de veces más luminosa en el caso de estrellas de alrededor de 8 M ☉ . [dieciséis]
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 describen como ascendentes en el 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 aumenta la producción de energía de la capa. Con el tiempo, llega a una profundidad suficiente para sacar a la superficie productos de fusión desde el núcleo anteriormente convectivo, lo que se conoce 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 protuberancia RGB. Es causada por una discontinuidad en la abundancia de hidrógeno dejada por la convección profunda. La producción de energía de Shell disminuye temporalmente en esta discontinuidad, deteniendo efectivamente el ascenso del RGB y provocando un exceso de estrellas en ese punto. [19]
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 gigante roja , donde el núcleo alcanza la temperatura suficiente para comenzar la fusión. Todas las estrellas que llegan a este punto tienen una masa central de helio idéntica, de casi 0,5 M ☉ , y una luminosidad y temperatura estelares muy similares. Estas estrellas luminosas se han utilizado como indicadores de distancia de velas estándar. Visualmente, la punta de la rama de la gigante roja se produce aproximadamente en una magnitud absoluta -3 y temperaturas de alrededor de 3000 K en metalicidad solar, más cercanas a 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]
Un núcleo degenerado comienza a fusionarse explosivamente en un evento conocido como destello de helio , pero externamente hay pocas señales inmediatas de ello. La energía se consume en eliminar la degeneración del núcleo. En general, la estrella 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 la fusión del helio en la rama horizontal es la misma. La fusión de la capa de hidrógeno puede hacer que varíe la luminosidad estelar total, pero para la mayoría de las estrellas con metalicidad cercana al sol, la temperatura y la luminosidad son muy similares en el extremo frío de la rama horizontal. Estas estrellas forman el grupo rojo a aproximadamente 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 se produce más fácilmente con baja metalicidad, de modo que los cúmulos antiguos pobres en metales muestran las ramas horizontales más pronunciadas. [13] [23]
Las estrellas inicialmente más masivas que 2 M ☉ tienen núcleos de helio no degenerados en la rama de gigante roja. Estas estrellas se calientan lo suficiente como para iniciar la fusión triple alfa antes de llegar a la punta de la rama de la gigante roja y antes de que el núcleo se degenere. Luego abandonan la rama gigante roja y realizan un bucle azul antes de regresar para unirse a la rama gigante asintótica. Las estrellas sólo un poco más masivas que 2 M ☉ realizan un bucle azul apenas perceptible a unos cientos de L ☉ antes de continuar en el AGB apenas distinguible de su posición de rama de gigante roja. 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]
La siguiente tabla muestra las vidas típicas en la secuencia principal (MS), la rama subgigante (SB) y la rama de 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 efectiva de la superficie, el radio y la luminosidad al inicio y al final del RGB para cada estrella. Se define que el final de la rama de la gigante roja es cuando tiene lugar la ignición del helio del núcleo. [8]
Las estrellas de masa intermedia sólo pierden una pequeña fracción de su masa como estrellas de la secuencia principal y subgigantes, pero pierden una cantidad significativa de masa como gigantes rojas. [25]
La masa perdida por 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 con grupos rojos pueden usarse 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 de masa total para las estrellas que alcanzan la punta de la rama de la gigante roja son de alrededor de 0,2 a 0,25 M ☉ . La mayor parte se pierde en el último millón de años antes del destello de helio. [26] [27]
La masa perdida por estrellas más masivas que abandonan la rama de gigante roja antes del destello de helio es más difícil de medir directamente. La masa actual de 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]
Algunas gigantes rojas son variables de gran amplitud. Muchas de las estrellas variables más antiguas conocidas son variables Mira con períodos regulares y amplitudes de varias magnitudes, variables semirregulares con períodos menos obvios o períodos múltiples y amplitudes ligeramente más bajas, y variables irregulares lentas sin período obvio. Durante mucho tiempo se las ha considerado estrellas asintóticas de rama gigante (AGB) o supergigantes y las propias estrellas de rama gigante roja (RGB) generalmente no se consideraban variables. Se consideró que algunas excepciones aparentes eran las estrellas AGB de baja luminosidad. [30]
Los estudios de finales del siglo XX comenzaron a demostrar que todos los gigantes de clase M eran variables con amplitudes de 10 milimagnitudes o más, y que los gigantes de clase K tardía también eran probablemente variables con amplitudes más pequeñas. Estas estrellas variables se encontraban entre las gigantes rojas más luminosas, cerca de la punta del RGB, pero era difícil argumentar que todas eran en realidad estrellas AGB. Las estrellas mostraron una relación de amplitud de período con variables de mayor amplitud pulsando más lentamente. [31]
Los estudios con microlentes realizados 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 muy espaciadas. Algunas de ellas corresponden a las conocidas Miras y semirregulares, pero se ha definido una clase adicional de estrellas variables: las Gigantes Rojas de Pequeña Amplitud de OGLE u OSARG . Los OSARG tienen amplitudes de unas pocas milésimas de magnitud y períodos semirregulares de 10 a 100 días. La encuesta OGLE publicó hasta tres períodos para cada OSARG, lo que indica una combinación compleja de pulsaciones. Rápidamente se detectaron 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 dirección al abultamiento central de la Vía Láctea . Aunque alrededor de una cuarta parte de los OSARg de la Nube de Magallanes muestran largos períodos secundarios, muy pocos de los OSARG galácticos lo hacen. [33]
Los OSARG RGB siguen tres relaciones período-luminosidad estrechamente espaciadas, correspondientes a los matices 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 cuadrupolos que conducen a la semi- naturaleza regular de las variaciones. [34] El modo fundamental no aparece y se desconoce la causa subyacente de la excitación. Se ha sugerido como causa la convección estocástica , similar a las oscilaciones de tipo solar . [32]
Se han descubierto dos tipos adicionales de variación en las estrellas RGB: períodos secundarios largos, que están asociados con otras variaciones pero que pueden mostrar amplitudes mayores con períodos de cientos o miles de días; y variaciones elipsoidales . Se desconoce la causa de los largos períodos secundarios, 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 binarios de contacto donde las estrellas distorsionadas causan variaciones estrictamente periódicas a medida que orbitan. [36]