Estrella gigante

Diagrama de Hertzsprung-Russell clase espectral enanas marrones enanas blancas enanas rojas subenanos Secuencia principal (enanos) Subgigantes Gigantes Gigantes brillantes supergigantes Hipergigantes Absoluto estelar magnitud ( MV )

Un gigante  es un tipo de estrella con un gran radio y alta luminosidad [1] . Por lo general, las estrellas gigantes tienen radios de 10 a 100 radios solares y luminosidades de 10 a 1000 luminosidades solares . La luminosidad de tales estrellas es mayor que la de las estrellas de secuencia principal , pero menor que la de las supergigantes [2] [3] , y en la clasificación espectral de Yerkes , tales estrellas tienen clases espectrales II y III [4] .

Terminología

El término "estrella gigante" fue introducido por el astrónomo danés Einar Hertzsprung en 1906, cuando descubrió que las estrellas de clase K y M se dividen en dos clases según su luminosidad: algunas son mucho más brillantes que el Sol, mientras que otras son mucho más tenues. Sin embargo, las estrellas de los primeros tipos espectrales difieren mucho menos, e incluso pueden ser indistinguibles [5] , y en tales casos se utiliza el análisis espectral [6] . Además, los términos " enana blanca " y " enana azul " no se refieren en absoluto a las estrellas de la secuencia principal, por lo que puede surgir confusión. Así, por ejemplo, las estrellas de la secuencia principal de tipos espectrales tempranos pueden denominarse "gigantes blancas" [7] .

Educación y evolución

Después de la etapa de secuencia principal, cuando la estrella ha consumido hidrógeno en el núcleo, y algo de su compresión, comienza en ella la reacción de quema de helio [4] . Las capas exteriores de la estrella se expanden mucho y, aunque aumenta la luminosidad, el flujo a través de la superficie de la estrella disminuye y se enfría. Este proceso, así como el futuro destino de la estrella, depende de su masa.

Estrellas de baja masa

Las estrellas con la masa más pequeña, según varias estimaciones, hasta 0,25-0,35 masas solares , nunca se volverán gigantes. Tales estrellas son completamente convectivas y, por lo tanto, el hidrógeno se consume de manera uniforme y continúa participando en la reacción hasta que se consume por completo. Los modelos muestran que la estrella se calentará gradualmente y se convertirá en una enana azul , pero el helio que contiene no se encenderá; la temperatura en su interior no será lo suficientemente alta. Después de eso, la estrella se convertirá en una enana blanca , compuesta principalmente de helio . Sin embargo, no hay datos de observación que confirmen esto: la vida útil de las enanas rojas puede alcanzar los 10 billones de años, mientras que la edad del Universo es de unos 14 mil millones de años [8] [9] .

Estrellas con una masa media

Si la masa de una estrella excede este límite, entonces ya no es completamente convectiva y cuando la estrella consume todo el hidrógeno disponible en su núcleo para las reacciones termonucleares , su núcleo comenzará a encogerse. El hidrógeno comenzará a quemarse ya no en el núcleo, sino a su alrededor, por lo que la estrella comenzará a expandirse y enfriarse, y aumentará ligeramente la luminosidad, convirtiéndose en un subgigante . El núcleo de helio aumentará y en algún momento su masa superará el límite de Schoenberg-Chandrasekhar . Se encogerá rápidamente y posiblemente se degenerará. Las capas exteriores de la estrella se expandirán y también comenzará la mezcla de materia, ya que la zona convectiva también aumentará. Entonces la estrella se convertirá en una gigante roja [10] .

Si la masa de la estrella no supera ~0,4 masas solares, el helio que contiene no se encenderá y, cuando se agote el hidrógeno, la estrella se despojará de su envoltura y se convertirá en una enana blanca de helio [11] .

Si la masa de la estrella es superior a ~0,4 masas solares, la temperatura en el núcleo en algún momento alcanzará los 10 8 K, se producirá un destello de helio en el núcleo y se iniciará el proceso triple alfa [10] . La presión dentro de la estrella disminuirá, por lo tanto, la luminosidad disminuirá y la estrella se moverá de la rama gigante roja a la rama horizontal [12] .

Poco a poco, el helio también termina en el núcleo y, al mismo tiempo, se acumulan carbono y oxígeno. Si la masa de la estrella es inferior a 8 masas solares, entonces el núcleo de carbono y oxígeno se encogerá, se degenerará y se producirá una combustión de helio a su alrededor. Como en el caso de la degeneración del núcleo de helio, comenzará la mezcla de materia, lo que supondrá un aumento del tamaño de la estrella y un aumento de la luminosidad. Esta etapa se llama la rama gigante asintótica , en la que la estrella tiene solo alrededor de un millón de años. Después de eso, la estrella se volverá inestable, perderá su caparazón y dejará una enana blanca de carbono-oxígeno rodeada por una nebulosa planetaria [10] .

Estrellas con gran masa

En estrellas de secuencia principal con grandes masas (más de 8 masas solares), después de la formación de un núcleo de carbono-oxígeno, el carbono comenzará a quemarse en reacciones termonucleares [2] [10] . Además, en tales estrellas, la etapa de combustión de helio comienza no como resultado de un destello de helio, sino gradualmente.

En estrellas con masas de 8 a 10-12 masas solares, los elementos más pesados ​​​​pueden quemarse posteriormente, pero la síntesis de hierro no alcanza. Su evolución, en general, resulta ser la misma que la de las estrellas menos masivas: también pasan por las etapas de gigantes rojas, la rama horizontal y la rama gigante asintótica, para luego convertirse en enanas blancas. Son más luminosas, y la enana blanca que queda de ellas está formada por oxígeno, neón y magnesio. En casos raros, se produce una explosión de supernova [13] .

Las estrellas con una masa de más de 10-12 masas solares tienen una luminosidad muy alta, y en estas etapas de evolución se clasifican como supergigantes, no gigantes. Sintetizan secuencialmente elementos cada vez más pesados, llegando al hierro . No se produce más síntesis, ya que es energéticamente desfavorable, y se forma un núcleo de hierro en la estrella. En algún momento, el núcleo se vuelve tan pesado que la presión ya no puede soportar el peso de la estrella y de sí mismo, y colapsa, liberando una gran cantidad de energía. Esto se observa como una explosión de supernova, y la estrella sigue siendo una estrella de neutrones o un agujero negro [14] [15] .

Ejemplos

estrellas gigantes:

Notas

  1. ↑ Estrella gigante, entrada en Astronomy Encyclopedia , ed. Patrick Moore, Nueva York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
  2. ↑ 1 2 supergigante Archivado el 7 de enero de 2018 en Wayback Machine , entrada en The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, en línea. (Inglés)  (Fecha de acceso: 8 de diciembre de 2008)
  3. ↑ hipergigante Archivado el 10 de abril de 2020 en Wayback Machine , entrada en The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, en línea. (Inglés)  (Fecha de acceso: 8 de diciembre de 2008)
  4. ↑ 1 2 gigante, entrada en The Facts on File Dictionary of Astronomy , ed. John Daintith y William Gould, Nueva York: Facts On File, Inc., 5.ª ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5 .
  5. ↑ Física del siglo XX/Brown, Laurie M.; País, Abraham ; Pippard, AB. — Brístol ; Nueva York: Instituto de Física , Instituto Americano de Física , 1995. - P. 1696. - ISBN 978-0-7503-0310-1 .
  6. ↑ Patrick Moore . El astrónomo aficionado. - Springer, 2006. - ISBN 978-1-85233-878-7 .
  7. ↑ Estrella gigante, entrada en Cambridge Dictionary of Astronomy , Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 .
  8. ↑ Adams, FC; P. Bodenheimer, G. Laughlin. Enanas M: formación de planetas y evolución a largo plazo  (inglés)  // Astronomische Nachrichten  : revista. - Wiley-VCH , 2005. - Vol. 326 , núm. 10 _ - Pág. 913-919 . -doi : 10.1002/ asna.200510440 . - .
  9. ↑ Etapas tardías de la evolución de las estrellas de baja masa Archivado el 12 de mayo de 2020 en Wayback Machine , Michael Richmond, conferencia de notas, Física 230, Instituto de Tecnología de Rochester . (Inglés)  (Consultado el 8 de diciembre de 2008) .
  10. ↑ 1 2 3 4 Evolution of Stars and Stellar Populations , Maurizio Salaris y Santi Cassisi, Chichester, Reino Unido: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
  11. ↑ Estructura y evolución de las enanas blancas , SO Kepler y P.A. Bradley, Baltic Astronomy 4 , págs. 166-220.
  12. ↑ Giants and Post-Giants Archivado el 20 de julio de 2011. , notas de clase, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University .
  13. ↑ Eldridge, JJ; Tout, CA Explorando las divisiones y superposiciones entre estrellas y supernovas AGB y super-AGB  //  Memorie della Società Astronomica Italiana: revista. - 2004. - vol. 75 . — Pág. 694 . - . -arXiv : astro - ph/0409583 .
  14. ↑ Kononovich EV, Moroz VI Curso general de astronomía. — 2º, corregido. - URSS, 2004. - S. 413. - 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  15. ↑ Quema de C y O en las últimas etapas de evolución . Astronet . Consultado el 5 de abril de 2020. Archivado desde el original el 29 de marzo de 2020.
  16. ↑ Alción  . _ son las características de la estrella en la base de datos SIMBAD . Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.
  17. ↑ Jim Kahler. Alcione (inglés) . - descripción de la estrella en el sitio web del profesor Jim Kahler. Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.  
  18. ↑ Thuban._  _ _ son las características de la estrella en la base de datos SIMBAD . Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.
  19. ↑ Sigma Octantis . son las características de la estrella en la base de datos SIMBAD . Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.  
  20. ↑ α Aurigae A. son las características de la estrella en la base de datos SIMBAD . Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.  
  21. ↑ Pólux._ _ _ son las características de la estrella en la base de datos SIMBAD . Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.  
  22. ↑ Mira._ _ _ son las características de la estrella en la base de datos SIMBAD . Consultado el 9 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 22 de marzo de 2012.  

Enlaces

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