Rama gigante asintótica
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 (alrededor de 0,5 a 8 masas solares) al final de sus vidas.
Desde el punto de vista de la observación, una estrella de rama gigante asintótica aparecerá como una gigante roja brillante con una luminosidad que varía 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 (conocido como combustión de helio ), otra capa donde el hidrógeno se fusiona formando helio (conocido 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]
Cuando una estrella agota el suministro de hidrógeno por procesos de fusión nuclear en su núcleo, el núcleo se contrae y su temperatura aumenta, lo que hace que las capas exteriores de la estrella se expandan y se enfríen. La estrella se convierte en una gigante roja, siguiendo una pista hacia la esquina superior derecha del diagrama HR. [2] Eventualmente, una vez que la temperatura en el núcleo haya alcanzado aproximadamente3 × 10 8 K , comienza la quema de helio (fusión de núcleos de helio ). El inicio de la quema de helio en el núcleo detiene el enfriamiento de la estrella y aumenta su luminosidad, y la estrella, en cambio, se mueve hacia abajo y hacia la izquierda en el diagrama HR. Esta es la rama horizontal (para estrellas de la población II ) o grupo rojo (para estrellas de la población I ), o un bucle azul para estrellas más masivas que aproximadamente 2 M ☉ . [3]
Después de completar la quema de helio en el núcleo, la estrella se mueve nuevamente hacia la derecha y hacia arriba en el diagrama, enfriándose y expandiéndose a medida que aumenta su luminosidad. Su camino está casi alineado 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 gigante roja. Las estrellas en esta etapa de la evolución estelar se conocen como estrellas AGB. [3]
La fase AGB se divide en dos partes, la primera AGB (E-AGB) y la AGB térmicamente pulsante (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 consiste principalmente en carbono y oxígeno . Durante esta fase, la estrella se hincha hasta alcanzar 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]
Después de que el proyectil de helio se queda sin combustible, se inicia el TP-AGB. Ahora, la estrella obtiene su energía de la fusión de 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 capa de helio . El poder del destello de la concha alcanza su punto máximo en 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 que se quema se acerca a la base de la capa de hidrógeno, el aumento de la temperatura vuelve a encender la fusión de hidrógeno y el ciclo comienza de nuevo. El gran pero breve aumento en la 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 que no está relacionado con las variaciones de brillo en períodos de decenas a cientos de días que son comunes en este tipo de estrellas. [4]
