Estrella gigante
Una estrella gigante es una estrella con un radio y una luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de la secuencia principal (o enana ) de la misma temperatura superficial . [1] Se encuentran por encima de la secuencia principal (clase de luminosidad V en la clasificación espectral de Yerkes ) en el diagrama de Hertzsprung-Russell y corresponden a las clases de luminosidad II y III . [2] Los términos gigante y enanoFueron acuñadas para estrellas de luminosidad bastante diferente a pesar de una temperatura o tipo espectral similar por Ejnar Hertzsprung alrededor de 1905. [3]
Las estrellas gigantes tienen radios de hasta unos pocos cientos de veces el Sol y luminosidades entre 10 y algunos miles de veces la del Sol . Las estrellas aún más luminosas que los gigantes se denominan supergigantes e hipergigantes .
Una estrella de la secuencia principal caliente y luminosa también puede denominarse gigante, pero cualquier estrella de la secuencia principal se llama propiamente enana, sin importar cuán grande y luminosa sea. [4]
Una estrella se convierte en gigante después de que todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo se ha agotado y, como resultado, abandona la secuencia principal . [2] El comportamiento de una estrella posterior a la secuencia principal depende en gran medida de su masa.
Para una estrella con una masa superior a aproximadamente 0,25 masas solares ( M ☉ ), una vez que se agota el hidrógeno del núcleo, se contrae y se calienta, de modo que el hidrógeno comienza a fusionarse en una capa alrededor del núcleo. La parte de la estrella fuera del caparazón se expande y se enfría, pero con solo un pequeño aumento de luminosidad, y la estrella se convierte en subgigante . El núcleo inerte de helio continúa creciendo y aumentando su temperatura a medida que acumula helio de la capa, pero en estrellas de hasta aproximadamente 10-12 M ☉ no se calienta lo suficiente como para comenzar a quemar helio (las estrellas de mayor masa son supergigantes y evolucionan de manera diferente ). En cambio, después de unos pocos millones de años, el núcleo alcanza elEl límite de Schönberg-Chandrasekhar , colapsa rápidamente y puede volverse degenerado. Esto hace que las capas externas se expandan aún más y genera una fuerte zona convectiva que trae elementos pesados a la superficie en un proceso llamado primer dragado . Esta fuerte convección también aumenta el transporte de energía a la superficie, la luminosidad aumenta drásticamente y la estrella se mueve hacia la rama gigante roja donde quemará de manera estable hidrógeno en una capa durante una fracción sustancial de toda su vida (aproximadamente el 10% para una estrella similar al Sol). El núcleo continúa ganando masa, contrayéndose y aumentando de temperatura, mientras que hay cierta pérdida de masa en las capas externas. [5] , § 5.9.
Si la masa de la estrella, cuando estaba en la secuencia principal, estaba por debajo de aproximadamente 0,4 M ☉ , nunca alcanzará las temperaturas centrales necesarias para fusionar el helio . [6] , pág. 169. Por lo tanto, seguirá siendo una gigante roja que fusiona hidrógeno hasta que se quede sin hidrógeno, momento en el que se convertirá en una enana blanca de helio . [5] , § 4.1, 6.1. Según la teoría de la evolución estelar, ninguna estrella de tan baja masa puede haber evolucionado a esa etapa dentro de la edad del Universo.
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