La rama gigante asintótica (AGB) es una región del diagrama de Hertzsprung-Russell poblada por estrellas luminosas frías evolucionadas . Este es un período de evolución estelar emprendido por todas las estrellas de masa baja a intermedia (0,6-10 masas solares) al final de sus vidas.
Observacionalmente, una estrella asintótica de rama gigante aparecerá como un gigante rojo brillante con una luminosidad que va hasta miles de veces mayor que la del Sol. Su estructura interior se caracteriza por un núcleo central y en gran parte inerte de carbono y oxígeno, una capa donde el helio se fusiona para formar carbono (conocida como combustión de helio ), otra capa donde el hidrógeno se fusiona formando helio (conocida como combustión de hidrógeno ), y una envoltura muy grande de material de composición similar a las estrellas de la secuencia principal (excepto en el caso de las estrellas de carbono ). [1]
Evolución estelar
Cuando una estrella agota el suministro de hidrógeno mediante procesos de fusión nuclear en su núcleo, el núcleo se contrae y su temperatura aumenta, lo que hace que las capas externas de la estrella se expandan y enfríen. La estrella se convierte en una gigante roja, siguiendo una pista hacia la esquina superior derecha del diagrama HR. [2] Finalmente, una vez que la temperatura en el núcleo haya alcanzado aproximadamente3 × 10 8 K , comienza la quema de helio (fusión de los núcleos de helio ). El inicio de la combustión de helio en el núcleo detiene el enfriamiento de la estrella y el aumento de luminosidad, y la estrella, en cambio, se mueve hacia abajo y hacia la izquierda en el diagrama HR. Esta es la rama horizontal (para las estrellas de la población II ) o el grupo rojo (para las estrellas de la población I ), o un bucle azul para las estrellas más masivas que aproximadamente 2 M ☉ . [3]
Una vez que se completa la combustión del helio en el núcleo, la estrella nuevamente se mueve hacia la derecha y hacia arriba en el diagrama, enfriándose y expandiéndose a medida que aumenta su luminosidad. Su trayectoria está casi alineada con su trayectoria anterior de gigante roja, de ahí el nombre de rama gigante asintótica , aunque la estrella se volverá más luminosa en el AGB que en la punta de la rama de gigante roja. Las estrellas en esta etapa de la evolución estelar se conocen como estrellas AGB. [3]
Etapa AGB
La fase AGB se divide en dos partes, el AGB temprano (E-AGB) y el AGB de pulsación térmica (TP-AGB). Durante la fase E-AGB, la principal fuente de energía es la fusión de helio en una capa alrededor de un núcleo que consta principalmente de carbono y oxígeno . Durante esta fase, la estrella se hincha a proporciones gigantes para volver a convertirse en una gigante roja. El radio de la estrella puede llegar a ser tan grande como una unidad astronómica (~ 215 R ☉ ). [3]
Una vez que la capa de helio se queda sin combustible, se inicia el TP-AGB. Ahora, la estrella obtiene su energía de la fusión del hidrógeno en una capa delgada, lo que restringe la capa interna de helio a una capa muy delgada y evita que se fusione de manera estable. Sin embargo, durante períodos de 10.000 a 100.000 años, el helio de la combustión de la capa de hidrógeno se acumula y, finalmente, la capa de helio se enciende de forma explosiva, un proceso conocido como destello de la capa de helio . El poder del destello de la cáscara alcanza un máximo miles de veces la luminosidad observada de la estrella, pero disminuye exponencialmente en unos pocos años. El destello de la capa hace que la estrella se expanda y se enfríe, lo que apaga la combustión de la capa de hidrógeno y provoca una fuerte convección en la zona entre las dos capas. [3] Cuando la capa de helio se acerca a la base de la capa de hidrógeno, el aumento de temperatura reactiva la fusión del hidrógeno y el ciclo comienza de nuevo. El gran pero breve aumento de luminosidad del destello de la capa de helio produce un aumento en el brillo visible de la estrella de unas pocas décimas de magnitud durante varios cientos de años, un cambio no relacionado con las variaciones de brillo en períodos de decenas a cientos de días que son comunes en este tipo de estrellas. [4]
Durante los pulsos térmicos, que duran solo unos pocos cientos de años, el material de la región del núcleo puede mezclarse con las capas externas, cambiando la composición de la superficie, un proceso denominado dragado . Debido a este dragado, las estrellas AGB pueden mostrar elementos del proceso S en sus espectros y los dragados fuertes pueden conducir a la formación de estrellas de carbono . Todos los dragados que siguen a pulsos térmicos se denominan terceros dragados, después del primer dragado, que ocurre en la rama del gigante rojo, y el segundo dragado, que ocurre durante el E-AGB. En algunos casos, es posible que no haya un segundo dragado, pero los dragados que siguen a los pulsos térmicos se seguirán llamando un tercer dragado. Los pulsos térmicos aumentan rápidamente en fuerza después de los primeros, por lo que los terceros dragados son generalmente los más profundos y con mayor probabilidad de hacer circular el material del núcleo hacia la superficie. [5] [6]
Las estrellas AGB son típicamente variables de período largo y sufren pérdida de masa en forma de viento estelar . Para las estrellas AGB de tipo M, los vientos estelares son impulsados de manera más eficiente por granos de tamaño micrométrico. [7] Los pulsos térmicos producen períodos de pérdida de masa aún mayor y pueden resultar en capas desprendidas de material circunestelar. Una estrella puede perder del 50 al 70% de su masa durante la fase AGB. [8] Las tasas de pérdida de masa suelen oscilar entre 10 −8 y 10 −5 M ⊙ año −1 , e incluso pueden llegar a 10 −4 M ⊙ año −1 . [9]
Envolventes circunestelares de estrellas AGB
La gran pérdida de masa de las estrellas AGB significa que están rodeadas por una envoltura circunestelar extendida (CSE). Dada una vida media de AGB de un Myr y una velocidad exterior de10 km / s , su radio máximo se puede estimar en aproximadamente3 × 10 14 km (30 años luz ). Este es un valor máximo ya que el material del viento comenzará a mezclarse con el medio interestelar en radios muy grandes, y también supone que no hay diferencia de velocidad entre la estrella y el gas interestelar .
Estos sobres tienen una química dinámica e interesante , gran parte de la cual es difícil de reproducir en un entorno de laboratorio debido a las bajas densidades involucradas. La naturaleza de las reacciones químicas en la envoltura cambia a medida que el material se aleja de la estrella, se expande y se enfría. Cerca de la estrella, la densidad de la envoltura es lo suficientemente alta como para que las reacciones se acerquen al equilibrio termodinámico. A medida que el material pasa más allá de5 × 10 9 km, la densidad cae hasta el punto en que la cinética , en lugar de la termodinámica, se convierte en la característica dominante. Algunas reacciones energéticamente favorables ya no pueden tener lugar en el gas, porque el mecanismo de reacción requiere un tercer cuerpo para eliminar la energía liberada cuando se forma un enlace químico. En esta región, muchas de las reacciones que tienen lugar involucran radicales como el OH (en envolturas ricas en oxígeno) o CN (en las envolturas que rodean a las estrellas de carbono). En la región más externa del sobre, más allá de aproximadamente5 × 10 11 km , la densidad cae hasta el punto en que el polvo ya no protege completamente la envoltura de la radiación ultravioleta interestelar y el gas se ioniza parcialmente. Estos iones luego participan en reacciones con átomos y moléculas neutros. Finalmente, a medida que la envoltura se fusiona con el medio interestelar, la mayoría de las moléculas son destruidas por la radiación UV. [10] [11]
La temperatura del CSE está determinada por las propiedades de calentamiento y enfriamiento del gas y el polvo, pero cae con la distancia radial de la fotosfera de las estrellas que son2000 -3000 K . Las peculiaridades químicas de un CSE AGB hacia el exterior incluyen: [12]
- Fotosfera: química de equilibrio termodinámico local
- Envolvente estelar pulsante: química de choque
- Zona de formación de polvo
- Químicamente silencioso
- Radiación ultravioleta interestelar y fotodisociación de moléculas - química compleja
La dicotomía entre estrellas ricas en oxígeno y ricas en carbono tiene un papel inicial en la determinación de si los primeros condensados son óxidos o carburos, ya que el menos abundante de estos dos elementos probablemente permanecerá en la fase gaseosa como CO x .
En la zona de formación de polvo, los elementos y compuestos refractarios (Fe, Si, MgO, etc.) se eliminan de la fase gaseosa y terminan en granos de polvo . El polvo recién formado ayudará inmediatamente a las reacciones catalizadas en la superficie . Los vientos estelares de las estrellas AGB son sitios de formación de polvo cósmico y se cree que son los principales sitios de producción de polvo en el universo. [13]
Los vientos estelares de las estrellas AGB ( variables Mira y estrellas OH / IR ) también suelen ser el lugar de emisión de máser . Las moléculas que explican esto son SiO , H 2 O , OH , HCN y SiS . [14] [15] [16] [17] [18] Los máseres de SiO, H 2 O y OH se encuentran típicamente en estrellas AGB de tipo M ricas en oxígeno como R Cassiopeiae y U Orionis , [19] mientras que HCN y Los máseres de SiS se encuentran generalmente en estrellas de carbono como IRC +10216 . Las estrellas de tipo S con máseres son poco comunes. [19]
Después de que estas estrellas han perdido casi todas sus envolturas, y solo quedan las regiones centrales, evolucionan más hacia una nebulosa protoplanetaria de corta duración . El destino final de las envolventes AGB está representado por nebulosas planetarias (PNe). [20]
Pulso térmico tardío
Hasta una cuarta parte de todas las estrellas posteriores a AGB se someten a lo que se denomina un episodio de "renacimiento". El núcleo de carbono-oxígeno ahora está rodeado de helio con una capa exterior de hidrógeno. Si el helio se vuelve a encender, se produce un pulso térmico y la estrella regresa rápidamente al AGB, convirtiéndose en un objeto estelar deficiente en hidrógeno que quema helio. [21] Si la estrella todavía tiene una capa que quema hidrógeno cuando ocurre este pulso térmico, se denomina "pulso térmico tardío". De lo contrario, se denomina "pulso térmico muy tardío". [22]
La atmósfera exterior de la estrella nacida de nuevo desarrolla un viento estelar y la estrella sigue una vez más una trayectoria evolutiva a través del diagrama de Hertzsprung-Russell . Sin embargo, esta fase es muy breve, dura solo unos 200 años antes de que la estrella se dirija nuevamente hacia la etapa de enana blanca . Observacionalmente, esta fase de pulso térmico tardío parece casi idéntica a una estrella Wolf-Rayet en medio de su propia nebulosa planetaria . [21]
Se están observando estrellas como el Objeto de Sakurai y FG Sagittae a medida que evolucionan rápidamente a través de esta fase.
Recientemente se ha informado [23] sobre el mapeo de los campos magnéticos circunestelares de las estrellas AGB de pulsación térmica (TP-) [23] utilizando el llamado efecto Goldreich-Kylafis .
Estrellas Super-AGB
Las estrellas cercanas al límite de masa superior para calificar como estrellas AGB muestran algunas propiedades peculiares y han sido denominadas estrellas super-AGB. Tienen masas superiores a 7 M ☉ y hasta 9 o 10 M ☉ (o más [24] ). Representan una transición a las estrellas supergigantes más masivas que experimentan una fusión completa de elementos más pesados que el helio. Durante el proceso de triple alfa , también se producen algunos elementos más pesados que el carbono: principalmente oxígeno, pero también algo de magnesio, neón e incluso elementos más pesados. Las estrellas super-AGB desarrollan núcleos de carbono-oxígeno parcialmente degenerados que son lo suficientemente grandes como para encender el carbono en un destello análogo al destello de helio anterior. El segundo dragado es muy fuerte en este rango de masas y mantiene el tamaño del núcleo por debajo del nivel requerido para la quema de neón como ocurre en las supergigantes de mayor masa. El tamaño de los pulsos térmicos y los terceros dragados se reducen en comparación con las estrellas de menor masa, mientras que la frecuencia de los pulsos térmicos aumenta drásticamente. Algunas estrellas super-AGB pueden explotar como una supernova de captura de electrones, pero la mayoría terminará como enanas blancas de neón y oxígeno. [25] Dado que estas estrellas son mucho más comunes que las supergigantes de mayor masa, podrían formar una alta proporción de supernovas observadas. La detección de ejemplos de estas supernovas proporcionaría una valiosa confirmación de modelos que dependen en gran medida de las suposiciones. [ cita requerida ]
Ver también
- Gigante roja : tipo de estrellas grandes y frías que han agotado su núcleo de hidrógeno
- Mira - Estrella gigante roja Omicron Ceti
- Variable Mira - Tipo de estrella variable
- Estrella de carbono : estrella cuya atmósfera contiene más carbono que oxígeno.
- Nebulosa protoplanetaria - Nebulosa que rodea a una estrella moribunda
- Nebulosa planetaria - Tipo de nebulosa de emisión
Referencias
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