Gigante roja

Las gigantes rojas  son estrellas que se caracterizan por tipos espectrales tardíos y grandes tamaños y luminosidades, ocupando así la parte superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . Tienen caparazones extendidos y dispersos y crean un fuerte viento estelar y , a menudo, exhiben variabilidad . Los radios de tales estrellas son 10–200 R ⊙ , sus luminosidades son 10 2 a 10 4 L ⊙ y sus temperaturas son 3000–5000 K .

En el curso de la evolución después de la secuencia principal, las estrellas de pequeña y mediana masa se convierten en gigantes rojas: primero caen sobre la rama de las gigantes rojas , después de dejarla entran en condensación roja , permaneciendo como gigantes rojas, o dejan de serlo, pasando a la rama horizontal y el lazo azul . Luego, las estrellas vuelven a convertirse en gigantes rojas, pasando a la rama gigante asintótica . Después de eso, las gigantes rojas se despojan de sus caparazones y se convierten en enanas blancas .. La duración total de la etapa de gigante roja no supera el 10% de la vida de una estrella, mientras que las estrellas con masas de 0,2 M ⊙ a 10 M ⊙ se convierten en gigantes rojas .

Características

Las gigantes rojas son estrellas de clases espectrales tardías : K y M, y de bajas temperaturas - 3000-5000 K , por lo que emiten principalmente en luz roja e infrarroja . Al mismo tiempo, las gigantes rojas tienen radios grandes, en el rango de aproximadamente 10-200 R ⊙ y, como resultado, altas luminosidades, de 10 2 a 10 4 L ⊙ [1] , y sus magnitudes absolutas se encuentran principalmente en el rango de 0 m a −3 m [2] . Las gigantes rojas son de clase de luminosidad III y ocupan la parte superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . En el curso de la evolución (ver más abajo ), las estrellas con masas de al menos 0,2 M ⊙ [3] y no más de 10 M ⊙ [4] se convierten en gigantes rojas .

La estructura interna de las gigantes rojas difiere según su etapa evolutiva (ver más abajo ), pero en cualquier caso, el hidrógeno ya se ha agotado en sus núcleos y la combustión nuclear de hidrógeno se produce en una fuente en capas. El núcleo primero consiste en helio y es inerte, luego comienza en él la combustión de helio , durante la cual se sintetizan carbono y oxígeno . Cuando se agota el helio, el núcleo de la gigante roja vuelve a ser inerte y se compone de carbono y oxígeno [4] . Los caparazones de las gigantes rojas son convectivos y, en algunos casos, la convección es capaz de transportar elementos sintetizados en el interior a la superficie de la estrella, lo que puede provocar anomalías en la composición química [2] .

Las capas exteriores de las gigantes rojas son extensas y muy enrarecidas [ g/cm−3-10−4densidad media de tales estrellas es de aproximadamente 10la,1] 5 g/cm 3 [6] . Las gigantes rojas se caracterizan por un fuerte viento estelar  : en las últimas etapas, la tasa de pérdida de masa puede alcanzar los 10 −4 M ⊙ por año [7] . A menudo, las gigantes rojas exhiben variabilidad de varios tipos, incluidas aquellas con gran amplitud, especialmente en las más brillantes: pueden ser míridos , variables semirregulares y variables de otros tipos [4] [8] [9] .

Las gigantes rojas a menudo se consideran junto con las supergigantes rojas : estas últimas son más grandes y brillantes, pero ambas pertenecen a clases espectrales tardías y se observan bandas de absorción de moléculas en sus espectros. Las gigantes y supergigantes rojas tienen núcleos pequeños muy densos y capas convectivas enrarecidas [2] [4] .

La proporción de gigantes rojas entre las estrellas es pequeña - para las estrellas que se convierten en gigantes rojas, esta etapa evolutiva no dura más del 10% de su vida [2] [10] , sin embargo, debido a su alto brillo, son visibles desde grandes distancias. , y entre las estrellas visibles a simple vista su alrededor del 10% [9] [11] [12] . Las gigantes rojas son, por ejemplo, Arcturus y Aldebaran [13] [4] .

Evolución

Las estrellas con una masa de más de 0,2 M ⊙ , en cuyo núcleo ha cesado la fusión termonuclear de helio a partir de hidrógeno , abandonan la secuencia principal y pasan a la rama subgigante , expandiéndose y enfriándose [3] . En esta etapa, la síntesis de helio tiene lugar en una fuente en capas: una capa alrededor de un núcleo de helio inerte. Si la masa de la estrella es inferior a 10 M ⊙ , entonces comienza a volverse más brillante y se convierte en una gigante roja [4] [7] .

Con un aumento en la liberación de energía, la luminosidad de la estrella debería aumentar, por lo tanto, debería aumentar la temperatura de la fotosfera o su radio. El mecanismo de transformación de una estrella en gigante roja no se conoce exactamente, pero existen condiciones necesarias para ello: una diferencia notable en la composición química en el núcleo y en las capas, así como un aumento en el espesor óptico de la fotosfera con el aumento de la temperatura. La fotosfera de una estrella debe ubicarse en una región donde el espesor óptico sea pequeño, y si este indicador crece con la temperatura, entonces la fotosfera se mueve a una región de menor temperatura [3] .

Para las estrellas con masas inferiores a 0,2 M ⊙ , estas condiciones no se cumplen: tienen una temperatura no muy alta, a la que la transparencia no aumenta con su crecimiento, y son completamente convectivas y permanecen químicamente homogéneas, por lo que no se vuelven rojas. gigantes [3] . Cuando una estrella tiene una masa de más de 10 M ⊙ , se convierte en una supergigante , ya que con tal masa comienza la combustión del helio en el núcleo de la estrella antes de que la estrella se convierta en una gigante roja. Su evolución posterior procede de una manera diferente, la estrella se vuelve más brillante y más grande, por lo tanto, cuando se enfría y se expande, las estrellas más masivas no se convierten en gigantes rojas, sino en supergigantes rojas [4] [14] .

El sol se convertirá en una gigante roja en 7.100 millones de años, a la edad de 11.600 millones de años. Al comienzo de esta etapa tendrá un radio de 2,3 R ⊙ , una luminosidad de 2,7 L ⊙ y una temperatura superficial de unos 4900 K [15] .

Rama gigante roja

Inicialmente, las gigantes rojas pertenecen a la rama de las gigantes rojas  : sintetizan helio en una fuente de capa, y su núcleo es inerte y consiste en helio, pero, a diferencia de las subgigantes, tienen una capa convectiva extendida . Hay una diferencia cualitativa entre las estrellas de la rama gigante roja de masas grandes y pequeñas: con una masa estelar de más de 2,3 M ⊙ , el núcleo de helio se encuentra en un estado cercano al ideal , y con una masa menor, resulta ser degenerado . Esta diferencia afecta cómo terminará exactamente la estancia de una estrella en la rama gigante roja [16] [17] [18] .

Mientras una estrella está en la rama gigante roja, su radio, luminosidad y masa central aumentan, mientras que su temperatura disminuye ligeramente. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, la estrella se mueve casi verticalmente hacia arriba, y la región de altas luminosidades pasa bastante rápido: por ejemplo, de los 600 millones de años que pasa en la rama gigante roja , el Sol necesitará unos 450 millones de años. para aumentar su luminosidad a 17 L ⊙ . Durante los 150 millones de años restantes, la luminosidad del Sol aumentará a 2350 L ⊙ , el radio alcanzará 166 R ⊙ y la temperatura disminuirá a 3100 K . Su masa será de 0,72 M ⊙  ; la principal pérdida de masa se producirá más cerca del final de esta etapa. En ese momento, el Sol se habrá tragado a Mercurio [15] [18] [6] .

La presencia de una estrella en la rama de gigante roja se ve interrumpida por el inicio de la combustión de helio en el núcleo, que se acompaña de una disminución del tamaño y la luminosidad de la estrella y un aumento de la temperatura superficial. Si el núcleo de la estrella no está degenerado, lo que es cierto para las estrellas de más de 2,3 M ⊙ , el helio se enciende gradualmente y la estrella pasa al bucle azul . Si la masa de la estrella es inferior a 2,3 M ⊙ , entonces el núcleo se degenera y el helio se enciende de forma explosiva: se produce un destello de helio y la estrella pasa rápidamente a la rama horizontal o a su región de baja temperatura: el cúmulo rojo [ 17] [18] [6] . Además, según algunos modelos, existe un rango de masas bajas en el que la estrella pasa a la rama de gigante roja, pero no es lo suficientemente masiva como para que se produzca en ella un destello de helio. Estas estrellas en algún momento se despojan de sus capas exteriores y dejan atrás una enana blanca de helio [3] [19] .

Condensación roja

Las estrellas que han tenido un destello de helio en sus núcleos caen sobre la rama horizontal . En ella destaca la región de menor temperatura, el cúmulo rojo , sobre el que caen estrellas de población I , de edad relativamente pequeña y alta metalicidad . Las temperaturas de las estrellas del cúmulo rojo son de aproximadamente 5000 K , y sus tipos espectrales son G8-K0, y también se les conoce como gigantes rojas [17] [20] [21] .

Las estrellas rojas de condensación soportan la quema de helio en el núcleo hasta que se agota, después de lo cual la estrella comienza a expandirse, se enfría y pasa a la rama gigante asintótica . Para el Sol , el período de permanencia en la rama horizontal será de unos 100 millones de años, y durante este tiempo sus características externas prácticamente no cambiarán: la luminosidad será de aproximadamente 44 L ⊙ , el radio será de 10 R ⊙ , y la la temperatura será de unos 4700 K. La masa durante esta etapa tampoco disminuirá prácticamente [15] [17] .

Rama asintótica de los gigantes

Cuando el núcleo de una estrella se queda sin helio, la quema de helio continúa en una capa alrededor del núcleo, que se ha vuelto inerte y consiste en carbono y oxígeno . La estrella se expande y se enfría, convirtiéndose de nuevo en una gigante roja si ha dejado de serlo. Estos procesos son similares a los que ocurren en las estrellas de la rama gigante roja, y la etapa evolutiva se denomina rama gigante asintótica . Las estrellas con una masa de al menos 0,5 M ⊙ [16] [17] [22] lo alcanzan .

Después de un tiempo de evolución tranquila, la rama asintótica temprana de los gigantes, las estrellas más masivas con masas de 8-10 M ⊙ tienen una detonación de carbono , en la que comienza la combustión nuclear de carbono y después de la cual, si no estallan como supernovas . , evolucionan como supergigantes [23] [24] [25] .

En las estrellas menos masivas, el helio de la capa fuente se agota primero y se detiene la quema de helio, pero luego se vuelve a acumular como resultado de la quema de hidrógeno. Cuando se acumula suficiente helio, se produce un destello de lámina de helio . Este proceso se repite muchas veces, mientras el radio y la luminosidad de la estrella fluctúan, se observa un fuerte viento estelar , y como resultado de la remoción de materia del interior de la estrella hacia la superficie, puede convertirse en una estrella de carbono . Esta etapa se denomina etapa de pulsaciones térmicas [26] .

La etapa de la rama gigante asintótica temprana del Sol durará 20 millones de años. Hacia su final, la masa del Sol disminuirá a 0,59 M ⊙ , y la temperatura disminuirá a 3150 K . El radio aumentará a aproximadamente 130 R ⊙ y la luminosidad a 2000 L ⊙ . En la etapa de pulsaciones térmicas, el Sol pasará solo 400 mil años, tiempo durante el cual la masa del Sol se reducirá a 0.54 M ⊙ , su radio fluctuará dentro de 50-200 R ⊙ , y la luminosidad - de 500 a 5000 L ⊙ . El radio máximo del Sol en este caso será de 0,99 UA. , que es más grande que la órbita moderna de Venus , pero debido a la pérdida de masa del Sol, Venus se moverá en ese momento a una órbita más distante y evitará la absorción por la estrella [15] .

El tiempo que pasa una estrella en la etapa de pulsaciones térmicas está limitado por la masa de la capa de hidrógeno, que va disminuyendo gradualmente debido al fuerte viento estelar y la quema de hidrógeno en una capa fuente. Cuando queda muy poco hidrógeno, la fusión del helio se detiene, las capas de hidrógeno y helio comienzan a encogerse rápidamente y la estrella abandona la rama gigante asintótica. Al mismo tiempo, aumenta la temperatura en la superficie de la estrella, mientras que la luminosidad permanece casi constante. La estrella y la materia expulsada por ella se convierten en una nebulosa protoplanetaria , y luego en una nebulosa planetaria , que eventualmente se disipa, y queda una enana blanca de la gigante roja [27] [28] .

Historia del estudio

El término "gigante roja" apareció cuando, a principios del siglo XX, Einar Hertzsprung descubrió que las estrellas del mismo tipo espectral pueden tener diferentes luminosidades, y esta diferencia es especialmente fuerte en los tipos espectrales tardíos [29] [30] . Al mismo tiempo, los subgrupos de gigantes rojas se descubrieron más tarde: en 1952, se descubrió la rama horizontal [31] [32] , y luego se separaron la rama gigante asintótica y la rama gigante roja en el artículo de Halton Arp de 1955 [33] [ 34] [35] .

Al mismo tiempo, también se desarrolló la teoría de la estructura y evolución de las estrellas . En 1954, Allan Sandage estableció que las estrellas se convierten en gigantes rojas después de la secuencia principal [36] , después de lo cual los modelos de evolución se desarrollaron y complementaron gradualmente [37] .

Notas

  1. ↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Gigante roja . Glosario de Astronet . Consultado el 19 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 19 de mayo de 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L. R. Gigantes y supergigantes rojas . Astronet . Consultado el 22 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 22 de mayo de 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams FC El final de la secuencia principal  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1 de junio (vol. 482). - Pág. 420-432. — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 304125 . Archivado desde el original el 5 de octubre de 2018.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Yungelson L. R. Gigantes y supergigantes rojas . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 18 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 18 de mayo de 2021.
  5. ↑ Zombeck MV Manual de astronomía espacial y astrofísica  (ing.) 73. Cambridge University Press . Consultado el 19 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2010.
  6. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 399-400.
  7. ↑ 1 2 Darling D. Evolución de las estrellas . Enciclopedia de la ciencia de Internet . Consultado el 20 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 9 de junio de 2021.
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  9. ↑ 1 2 Darling D. Gigante roja . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 18 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 25 de febrero de 2017.
  10. ↑ Estrellas gigantes rojas . astronomia _ Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 22 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 15 de enero de 2021.
  11. ↑ Percy JR, Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry GW Variabilidad fotométrica de las gigantes rojas  //  The Biggest, Baddest, Coolest Stars ASP Conference Series. - San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico , 2009. - 1 de septiembre (vol. 412). — Pág. 179.
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  13. ↑ Surdin, 2015 , pág. 153.
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  16. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , pág. 159.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , págs. 249-250.
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  21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 163-167, 305.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 187.
  23. ↑ Surdin, 2015 , pág. 154-159.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 189.
  26. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 189, 195-197.
  27. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 195-198.
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Literatura

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