Rama asintótica de los gigantes

La rama gigante asintótica  es una etapa tardía en la evolución de estrellas de pequeña y mediana masa. Las estrellas en la etapa evolutiva de la rama gigante asintótica tienen bajas temperaturas y grandes tamaños y luminosidades. Por lo tanto, en el diagrama de Hertzsprung-Russell, tales estrellas ocupan una cierta región, también llamada rama gigante asintótica. Suelen ser variables y tienen fuertes vientos estelares .

Esta etapa está precedida por la etapa de rama horizontal o la etapa de bucle azul , según la masa de la estrella. La rama gigante asintótica se divide en dos partes: la rama gigante asintótica temprana y la fase de pulsación térmica. Este último se caracteriza por una rápida pérdida de masa y un cambio periódico en las fuentes de energía de la estrella.

Las estrellas más masivas en esta etapa experimentan una detonación de carbono y se convierten en supernovas o evolucionan aún más como supergigantes , pero el resto de las estrellas completan esta etapa desprendiéndose de la capa y convirtiéndose en una nebulosa planetaria , y luego en una enana blanca . El sol también pasará esta etapa en el futuro.

Características

Las estrellas de la rama gigante asintótica tienen bajas temperaturas y tipos espectrales tardíos  , principalmente M, S y C [1] , pero de gran tamaño y alta luminosidad. Por tanto, teniendo en cuenta la clase de luminosidad , se clasifican como gigantes rojas o supergigantes [2] [3] .

La rama asintótica de los gigantes incluye estrellas con masas iniciales de al menos 0,5 M ⊙ , pero no más de 10 M ⊙ , lo que se debe a la evolución de las estrellas (ver más abajo ) [3] [4] . Las capas exteriores de tales estrellas están muy enrarecidas, por lo que tienen un fuerte viento estelar que provoca una rápida pérdida de masa, hasta 10 −4 M ⊙ por año [5] [6] .

Los núcleos de tales estrellas están compuestos de carbono y oxígeno . Alrededor del núcleo hay una capa de helio que, a su vez, está rodeada por una capa de hidrógeno extendida. La zona convectiva ocupa la mayor parte de la capa exterior. La fusión termonuclear no ocurre en los núcleos , sino que ocurre en las capas de la estrella (fuentes de la capa) o en una de ellas: el helio se quema en la capa de helio , y en el borde de las capas de helio e hidrógeno, el hidrógeno se convierte en helio, principalmente a través del ciclo CNO [2] [6] .

Las estrellas en la etapa evolutiva de la rama gigante asintótica son claramente visibles en los cúmulos estelares globulares  ; en el diagrama de Hertzsprung-Russell, ocupan una región que también se denomina rama gigante asintótica. Son más brillantes que las estrellas pertenecientes a la rama de las gigantes rojas con las mismas clases espectrales. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, ambas ramas corren casi paralelas, se acercan en la región de las luminosidades más altas, pero no se cruzan. Por ello, la rama superior se denomina asintótica , al igual que la etapa de evolución correspondiente a esta rama [2] [5] .

R Sculptor [6] puede servir como ejemplo de una estrella de la rama gigante asintótica .

Variabilidad

Las estrellas de la rama gigante asintótica suelen ser variables de varios tipos. Aquellas estrellas que se han enfriado lo suficiente y han aumentado de tamaño durante la evolución se convierten en variables de período largo  ; este tipo de estrellas variables es bastante heterogéneo, y las estrellas de la rama gigante asintótica pueden pertenecer a dos de sus subtipos. El primer tipo son los míridos , que se caracterizan por pulsaciones periódicas y una amplitud muy grande de cambios de brillo, el segundo son variables semirregulares con una amplitud menor de cambios de brillo y fluctuaciones menos regulares [5] [6] [7] .

Además, en el curso de la evolución, tales estrellas pueden cruzar la franja de inestabilidad y convertirse en variables pulsantes del tipo BL Hércules o del tipo Virgo W [8] .

Evolución

Las estrellas se mueven a la rama gigante asintótica cuando se quedan sin helio en su núcleo, y la fusión termonuclear con su participación continúa alrededor del núcleo, que consiste en carbono y oxígeno.

Rama gigante asintótica temprana

Después de la transición a la rama gigante asintótica, la estrella comienza a aumentar de tamaño y enfriarse; para las estrellas de baja masa, la trayectoria evolutiva en esta etapa corre cerca de la trayectoria de la rama gigante roja , solo que a temperaturas ligeramente más altas para la misma luminosidad. Para estrellas más masivas, este no es el caso: la rama asintótica para ellas pasa en la región de luminosidades más altas que la rama gigante roja. Sin embargo, en ambos casos, los procesos en la estrella son similares a los que ocurren en las estrellas de la rama de las gigantes rojas [10] [11] .

Inicialmente, en esta etapa, la fusión termonuclear tiene lugar en fuentes de dos capas: en helio e hidrógeno. A medida que la estrella se expande, la capa de hidrógeno se enfría y se vuelve menos densa, por lo que se detienen las reacciones termonucleares. Para las estrellas de baja masa, esto conduce a una disminución temporal del tamaño y la luminosidad. Después de eso, la estrella continúa expandiéndose y vuelve a ser más brillante y, como resultado, en el diagrama de Hertzsprung-Russell, permanece durante algún tiempo en una región. En numerosas poblaciones estelares de gran edad, muchas estrellas de la rama gigante asintótica pueden residir simultáneamente en esta región. En la literatura en idioma inglés, esta área se denomina grupo AGB (literalmente, "grupo en la rama asintótica de los gigantes") [12] .

La expansión de la estrella y el cierre de la fuente de la capa de hidrógeno conducen al hecho de que la capa convectiva se extiende a regiones cada vez más profundas, y en estrellas con una masa superior a 3–5 M ⊙ (dependiendo de la composición química) se produce una segunda cucharada . en el que una masa significativa sale a la superficie, hasta 1 M ⊙ para las estrellas más masivas, helio y nitrógeno [12] .

En cualquier caso, mientras la quema de helio se produzca en una capa alrededor del núcleo inerte, la estrella se encuentra en la denominada rama gigante asintótica temprana. La evolución posterior en la rama gigante asintótica es mucho más rápida y su carácter depende de la masa de la estrella [13] .

La transición del Sol a la rama gigante asintótica ocurrirá en unos 7.800 millones de años, cuando su edad será de unos 12.300 millones de años. En ese momento, el Sol tendrá una masa de aproximadamente 0,71 M ⊙ , una luminosidad de 44 L ⊙ , una temperatura de 4800 K y un radio de 9,5 R ⊙ . Después de 20 millones de años, la rama gigante asintótica temprana del Sol terminará: en ese momento, su masa se reducirá a 0,59 M ⊙ y la temperatura a 3150 K. El radio aumentará a aproximadamente 130 R ⊙ y la luminosidad a 2000 L ⊙ . Los parámetros exactos del Sol dependen de qué parte de la masa pierde [14] .

Mayor evolución

El curso de la evolución posterior de una estrella depende de su masa. Todas las estrellas de la rama gigante asintótica tienen un núcleo de carbono y oxígeno. Inicialmente, es inerte, pero su masa aumenta gradualmente, el núcleo se vuelve más denso y se degenera . Este fenómeno es similar a un destello de helio , pero más potente, y puede conducir a la explosión de una estrella como una supernova , pero también es posible que la estrella sobreviva y continúe evolucionando según el escenario supergigante [9] [15] [16 ] . Por lo tanto, las estrellas más masivas en esta etapa de evolución a menudo se consideran un tipo de estrellas de transición entre las estrellas menos masivas de la rama gigante asintótica y las supergigantes [17] [18] .

La masa inicial mínima de una estrella, a la que procede la evolución de acuerdo con tal escenario, es una función sensible de la composición química. Para estrellas con una metalicidad cercana a la solar, y también muy pobres en metales, este valor es de unos 8 M ⊙ . El mínimo de la función se alcanza cuando la fracción de elementos más pesados ​​que el helio es 0,001, en cuyo caso la masa requerida para la detonación del carbono es de solo 4 M ⊙ [16] .

Etapa de pulsación térmica

Si la estrella tiene una masa inferior al límite anterior, entonces su núcleo permanece inerte. La quema de helio en la fuente estratificada continúa hasta que se agota todo el helio que contiene; en este momento, la estrella entra en la etapa de fase AGB térmicamente pulsante .  Después de eso, la capa se comprime y calienta bruscamente, como resultado de lo cual comienza en ella la síntesis de helio a partir de hidrógeno [16] .

Durante este proceso, el helio vuelve a acumularse alrededor del núcleo, que se condensa y calienta gradualmente. Cuando la masa de helio acumulado supera cierto límite, que depende de la masa del núcleo, comienza la combustión del helio: por ejemplo, con una masa de núcleo de 0,8 M ⊙ , la masa límite de helio es 10 −3 M ⊙ , y la cuanto mayor es la masa del núcleo, menor es la masa límite del helio. En este proceso, se observa una retroalimentación positiva : las reacciones termonucleares aumentan la temperatura, lo que, a su vez, aumenta la velocidad de las reacciones termonucleares: se produce un destello de helio en capas [19] , cuya potencia puede alcanzar 10 7 -10 8 L ⊙ . Este evento conduce a la expansión de las capas exteriores y la terminación de las reacciones en la fuente de la capa de hidrógeno, y luego a la expansión de la fuente de la capa misma y la terminación de la retroalimentación positiva [20] .

El proceso descrito anteriormente se llama pulsación térmica y tiene una duración de varios cientos de años .  Después de eso, hay una fase más larga de combustión de helio con una potencia constante, y cuando el helio se agota, nuevamente comienza a sintetizarse a partir de hidrógeno, después de lo cual ocurre la siguiente pulsación térmica. Las pulsaciones pueden ocurrir muchas veces en una estrella, y el período entre ellas depende de la masa del núcleo y disminuye con su crecimiento [19] [21] .

Después de cada pulsación térmica en las estrellas, la zona convectiva se extiende a mayor profundidad. En estrellas con una masa inicial de más de 1,2–1,5 M ⊙ , penetra lo suficientemente profundo como para que se produzca una tercera palada , durante la cual el helio, el carbono y los elementos que surgen del proceso s salen a la superficie . Como resultado, después de un cierto número de pulsaciones térmicas, hay más carbono en la superficie de la estrella que oxígeno, y la estrella se convierte en una estrella de carbono [21] .

Para las estrellas con una masa superior a 6–7 M ⊙ , las partes más profundas de la zona convectiva pueden tener una temperatura tan alta que en ellas se produzca una fusión termonuclear, cuyos productos salen inmediatamente a la superficie. Este fenómeno, conocido en la literatura inglesa como quema de fondo caliente , convierte el carbono de las capas exteriores de la estrella en nitrógeno, evitando que se formen estrellas de carbono. Además, la superficie de tales estrellas está muy enriquecida en litio : en particular, en casi todas las variables de período largo , el contenido de este elemento en la superficie es tres órdenes de magnitud mayor de lo que sería en ausencia de tal fenómeno. [22] .

También es en esta etapa que se observa el viento estelar más fuerte, cuya tasa de pérdida de masa puede alcanzar hasta 10 −4 M ⊙ por año. Además, existe una relación entre la tasa de pérdida de masa y el período de variabilidad de las estrellas, así como con la velocidad del propio viento estelar [23] .

El Sol estará en la etapa de pulsaciones térmicas por sólo 400 mil años. El modelado numérico de esta etapa es una tarea difícil, y sus resultados se ven afectados por el hecho de que los procesos de pérdida de masa de las estrellas no se comprenden bien. De acuerdo con el escenario más plausible, al final de esta etapa, la masa del Sol disminuirá a 0,54 M ⊙ , sobrevivirá a 4 pulsaciones térmicas, su radio fluctuará entre 50 y 200 R ⊙ y su luminosidad variará de 500 a 5000 L ⊙ . El radio máximo del Sol en este caso será de 0,99 UA . es decir , 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. Sin embargo, también se consideró un escenario en el que el Sol pierde masa más lentamente durante su vida; en este caso, sobrevivirá a 10 pulsaciones térmicas, alcanzará un radio más grande y los planetas cambiarán sus órbitas más débiles, como resultado de lo cual el El Sol absorberá tanto a Venus como a la Tierra . Mercurio , en cualquier caso, será absorbido por el Sol en la rama gigante roja [14] .

Salida de la rama asintótica de los gigantes

El número de pulsaciones térmicas que experimenta una estrella está limitado por la masa de la capa de hidrógeno, que disminuye gradualmente debido al fuerte viento estelar y al hidrógeno que se quema en una fuente de capa. Cuando la masa del caparazón se reduce a unas pocas milésimas de la masa del Sol, la síntesis de helio se detiene. La estrella abandona la rama gigante asintótica, las capas de hidrógeno y helio comienzan a encogerse rápidamente. 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 cuando la temperatura de la estrella sube a 30 mil K y la materia se ioniza , se convierte en  una nebulosa planetaria [24] [25] .

Un ejemplo de una estrella en esta etapa es Barnard 29 en el cúmulo M 13 [26] . Para el Sol, la salida de la rama gigante asintótica tardará solo 100 mil años, y su luminosidad en ese momento será de unos 3500 L ⊙ . Durante la transición, la temperatura máxima del Sol será de 120 mil K , y el radio disminuirá a 0,08 R ⊙ [14] .

Una mayor evolución puede seguir varios escenarios. La primera, la más simple y la más probable: una estrella que ha perdido sus fuentes de energía se enfriará y oscurecerá gradualmente, convirtiéndose en una enana blanca . La segunda forma se realiza si, durante la compresión de la estrella, la capa de helio se calienta lo suficiente como para que ocurra otra pulsación térmica final; como resultado, la estrella regresa brevemente a la rama gigante asintótica, después de lo cual se contrae nuevamente y se convierte en una enana blanca. Un ejemplo de tal estrella es FG Arrows . Finalmente, hay una opción más: con ella, la capa de hidrógeno se calienta lo suficiente como para comenzar su combustión con retroalimentación positiva. En este caso, se debe observar el estallido de una nueva estrella , después de lo cual se forma una enana blanca, en cuya superficie el hidrógeno puede estar completamente ausente [24] .

Historia del estudio

La rama gigante asintótica fue distinguida por primera vez del resto de las gigantes rojas por Halton Arp en 1955 [27] [28] [29] . Al mismo tiempo, la teoría de la evolución estelar también fue adquiriendo una forma moderna: en 1954, Allan Sandage estableció que las estrellas se convierten en gigantes rojas después de salir de la secuencia principal . Desde entonces, se ha estudiado profundamente la evolución de las estrellas, así como las propiedades de las estrellas de la rama gigante asintótica, pero se desconocen algunos detalles sobre estas estrellas [30] [31] . Las menos estudiadas son las estrellas más masivas de la rama de las gigantes asintóticas, que a partir de cierto momento evolucionan como supergigantes: los primeros trabajos dedicados a este tipo de estrellas se realizaron recién en la década de 1990 [17] [32] .

Notas

  1. ↑ Kwok Sol. Clasificación espectral de estrellas de rama gigante asintótica  . - San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico, 1993. - 1 de enero (vol. 41). - Pág. 111. - ISBN 0937707600 .
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , pág. 250.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , pág. 159.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 161.
  5. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Estrellas variables . 2.3. Estrellas variables de período largo . Legado astronómico . Consultado el 6 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 4 de agosto de 2020.
  6. ↑ 1 2 3 4David Darling. Rama gigante asintótica . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 6 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 6 de febrero de 2021.
  7. ↑ I. Soszynski, W. A. ​​​​Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, M. K. Szymanski. El experimento de lente gravitacional óptica. Período--Relaciones de luminosidad de estrellas gigantes rojas variables  (inglés)  // Acta Astronomica . - Varsovia: Fundación Copérnico para la Astronomía Polaca, 2007. - 1 de septiembre (vol. 57). - Pág. 201-225. — ISSN 0001-5237 . Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2017.
  8. ↑ Cúmulos de estrellas . 6.8 Ramas horizontales y asintóticas. Período de transición de las estrellas variables RR Lyra . Astronet . Consultado el 6 de marzo de 2021. Archivado desde el original el 3 de febrero de 2021.
  9. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , pág. 154-159.
  10. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , págs. 249-250.
  11. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 187.
  12. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 187-188.
  13. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 187-189.
  14. ↑ 1 2 3 I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Nuestro Sol. tercero Presente y futuro  //  El diario astrofísico . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 de noviembre (vol. 418). - Pág. 457. - ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 173407 . Archivado desde el original el 26 de febrero de 2008.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 250-253.
  16. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 189.
  17. ↑ 12 L. Siess . Evolución de estrellas AGB masivas - I. Fase de quema de carbono (inglés)  // Astronomy & Astrophysics . - París: EDP Sciences , 2006. - 1 de marzo (vol. 448 ( iss. 2 ). - P. 717-729. - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361: 20053043. Archivado desde el original el 25 de abril de 2021 .  
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  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 189-190.
  21. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , págs. 189-193.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pág. 193.
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Literatura

Enlaces

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