Una gigante roja es una estrella gigante luminosa de masa baja o intermedia (aproximadamente 0,3 a 8 masas solares ( M ☉ )) en una fase tardía de la evolución estelar . La atmósfera exterior está inflada y tenue, lo que hace que el radio sea grande y la temperatura de la superficie alrededor de 5.000 K (4.700 ° C; 8.500 ° F) o menos. La apariencia de la gigante roja es de amarillo anaranjado a rojo, incluidos los tipos espectrales K y M, pero también las estrellas de clase S y la mayoría de las estrellas de carbono .
Las gigantes rojas varían en la forma en que generan energía:
- Las gigantes rojas más comunes son estrellas en la rama de gigante roja (RGB) que aún fusionan hidrógeno en helio en una capa que rodea un núcleo inerte de helio.
- estrellas de racimo rojo en la mitad fría de la rama horizontal , fusionando helio en carbono en sus núcleos a través del proceso triple alfa
- Estrellas de rama gigante asintótica (AGB) con una capa que quema helio fuera de un núcleo de carbono-oxígeno degenerado, y una capa que quema hidrógeno un poco más allá.
Muchas de las estrellas brillantes conocidas son gigantes rojas, porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella K0 RGB Arcturus está a 36 años luz de distancia, y Gamma Crucis es el gigante de clase M más cercano a 88 años luz de distancia.
Caracteristicas
Una gigante roja es una estrella que ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y ha comenzado la fusión termonuclear de hidrógeno en una capa que rodea el núcleo. Tienen un radio de decenas a cientos de veces mayor que el del Sol . Sin embargo, su envoltura exterior tiene una temperatura más baja, lo que les da un tono naranja rojizo. A pesar de la menor densidad energética de su envoltura, las gigantes rojas son muchas veces más luminosas que el Sol debido a su gran tamaño. Las estrellas de ramas gigantes rojas tienen luminosidades de hasta casi tres mil veces la del Sol ( L ☉ ), tipos espectrales de K o M, tienen temperaturas superficiales de 3.000 a 4.000 K y radios de hasta unas 200 veces la del Sol ( R ☉ ). Las estrellas en la rama horizontal son más calientes, con solo un pequeño rango de luminosidad alrededor de 75 L ☉ . Las estrellas de ramas gigantes asintóticas varían desde luminosidades similares a las de las estrellas más brillantes de la rama gigante roja, hasta varias veces más luminosas al final de la fase de pulsación térmica.
Entre las estrellas asintóticas de ramas gigantes pertenecen las estrellas de carbono de tipo CN y CR tardío, que se producen cuando el carbono y otros elementos se convencen a la superficie en lo que se llama un dragado . [1] El primer dragado ocurre durante la combustión de una capa de hidrógeno en la rama del gigante rojo, pero no produce una gran abundancia de carbono en la superficie. El segundo, y a veces el tercero, dragado ocurre durante la quema de la capa de helio en la rama asintótica-gigante y conduce carbono a la superficie en estrellas suficientemente masivas.
La extremidad estelar de un gigante rojo no está claramente definida, al contrario de lo que se muestra en muchas ilustraciones. Más bien, debido a la muy baja densidad de masa de la envoltura, tales estrellas carecen de una fotosfera bien definida , y el cuerpo de la estrella se transforma gradualmente en una " corona ". [2] Las gigantes rojas más frías tienen espectros complejos, con líneas moleculares, características de emisión y, a veces, máseres, particularmente de estrellas AGB con pulsaciones térmicas. [3] Las observaciones también han proporcionado evidencia de una cromosfera caliente por encima de la fotosfera de gigantes rojas, [4] [5] [6] donde investigar los mecanismos de calentamiento para que se formen las cromosferas requiere simulaciones 3D de gigantes rojas. [7]
Otra característica notable de las gigantes rojas es que, a diferencia de las estrellas similares al Sol cuyas fotosferas tienen una gran cantidad de pequeñas células de convección ( gránulos solares ), las fotosferas de gigantes rojas, así como las de las supergigantes rojas , tienen solo unas pocas células grandes, la características de las cuales provocan las variaciones de brillo tan comunes en ambos tipos de estrellas. [8]
Evolución
Las gigantes rojas evolucionan a partir de estrellas de la secuencia principal con masas en el rango de aproximadamente 0,3 M ☉ a aproximadamente 8 M ☉ . [9] Cuando una estrella se forma inicialmente a partir de una nube molecular que colapsa en el medio interestelar , contiene principalmente hidrógeno y helio, con trazas de " metales " (en la estructura estelar, esto simplemente se refiere a cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio, es decir, número atómico mayor que 2). Todos estos elementos se mezclan uniformemente en toda la estrella. La estrella alcanza la secuencia principal cuando el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para comenzar a fusionar hidrógeno (unos pocos millones de kelvin) y establece el equilibrio hidrostático . Durante su secuencia principal de vida, la estrella convierte lentamente el hidrógeno del núcleo en helio; su vida de secuencia principal termina cuando casi todo el hidrógeno del núcleo se ha fusionado. Para el Sol , la vida útil de la secuencia principal es de aproximadamente 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas se queman desproporcionadamente más rápido y, por lo tanto, tienen una vida útil más corta que las estrellas menos masivas. [10]
Cuando la estrella agota el combustible de hidrógeno en su núcleo, las reacciones nucleares ya no pueden continuar y el núcleo comienza a contraerse debido a su propia gravedad. Esto trae hidrógeno adicional a una zona donde la temperatura y la presión son suficientes para hacer que la fusión se reanude en una capa alrededor del núcleo. La capa de hidrógeno que quema da como resultado una situación que se ha descrito como el principio del espejo ; cuando el núcleo dentro del caparazón se contrae, las capas de la estrella fuera del caparazón deben expandirse. Los procesos físicos detallados que causan esto son complejos, pero el comportamiento es necesario para satisfacer la conservación simultánea de la energía gravitacional y térmica en una estrella con estructura de caparazón. El núcleo se contrae y se calienta debido a la falta de fusión, por lo que las capas externas de la estrella se expanden enormemente, absorbiendo la mayor parte de la energía extra de la fusión de la capa. Este proceso de enfriamiento y expansión es la estrella subgigante . Cuando la envoltura de la estrella se enfría lo suficiente, se vuelve convectiva, la estrella deja de expandirse, su luminosidad comienza a aumentar y la estrella asciende por la rama gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) . [10] [11]
El camino evolutivo que toma la estrella mientras se mueve a lo largo de la rama de la gigante roja depende de la masa de la estrella. Para el Sol y las estrellas de menos de aproximadamente 2 M ☉ [12], el núcleo se volverá lo suficientemente denso como para que la presión de degeneración de los electrones evite que se colapse aún más. Una vez que el núcleo se degenera , continuará calentándose hasta que alcance una temperatura de aproximadamente 10 8 K, lo suficientemente caliente como para comenzar a fusionar helio con carbono a través del proceso triple alfa . Una vez que el núcleo degenerado alcanza esta temperatura, todo el núcleo comenzará la fusión de helio casi simultáneamente en un llamado flash de helio . En estrellas más masivas, el núcleo que colapsa alcanzará 10 8 K antes de que sea lo suficientemente denso como para degenerarse, por lo que la fusión de helio comenzará mucho más suavemente y no producirá destellos de helio. [10] La fase de fusión del núcleo de helio de la vida de una estrella se llama rama horizontal en las estrellas pobres en metales, llamada así porque estas estrellas se encuentran en una línea casi horizontal en el diagrama H – R de muchos cúmulos estelares. En cambio, las estrellas de fusión de helio ricas en metales se encuentran en el llamado grupo rojo en el diagrama H – R. [13]
Un proceso análogo ocurre cuando el helio central se agota y la estrella colapsa una vez más, lo que hace que el helio en una capa comience a fusionarse. Al mismo tiempo, el hidrógeno puede comenzar a fusionarse en una capa justo fuera de la capa de helio en llamas. Esto coloca a la estrella en la rama gigante asintótica , una segunda fase de gigante roja. [14] La fusión de helio da como resultado la formación de un núcleo de carbono-oxígeno. Una estrella por debajo de aproximadamente 8 M ☉ nunca comenzará la fusión en su núcleo degenerado de carbono-oxígeno. [12] En cambio, al final de la fase de rama asintótica-gigante, la estrella expulsará sus capas externas, formando una nebulosa planetaria con el núcleo de la estrella expuesto, convirtiéndose finalmente en una enana blanca . La eyección de la masa exterior y la creación de una nebulosa planetaria finalmente pone fin a la fase de gigante roja de la evolución de la estrella. [10] La fase de gigante roja típicamente dura sólo alrededor de mil millones de años en total para una estrella de masa solar, casi todo el cual se gasta en la rama de gigante roja. Las fases de rama horizontal y rama asintótica gigante proceden decenas de veces más rápido.
Si la estrella tiene alrededor de 0,2 a 0,5 M ☉ , [12] es lo suficientemente masiva como para convertirse en una gigante roja, pero no tiene suficiente masa para iniciar la fusión del helio. [9] Estas estrellas "intermedias" se enfrían un poco y aumentan su luminosidad, pero nunca alcanzan la punta de la rama de gigante roja y el destello del núcleo de helio. Cuando termina el ascenso de la rama del gigante rojo, se inflan sus capas externas como una estrella de rama gigante post-asintótica y luego se convierten en una enana blanca.
Estrellas que no se convierten en gigantes rojas
Las estrellas de muy baja masa son completamente convectivas [15] [16] y pueden continuar fusionando hidrógeno en helio hasta por un billón de años [17] hasta que solo una pequeña fracción de toda la estrella sea hidrógeno. La luminosidad y la temperatura aumentan constantemente durante este tiempo, al igual que para las estrellas de secuencia principal más masivas, pero el período de tiempo involucrado significa que la temperatura finalmente aumenta en aproximadamente un 50% y la luminosidad en aproximadamente 10 veces. Finalmente, el nivel de helio aumenta hasta el punto en que la estrella deja de ser completamente convectiva y el hidrógeno restante encerrado en el núcleo se consume en solo unos pocos miles de millones de años más. Dependiendo de la masa, la temperatura y la luminosidad continúan aumentando durante un tiempo durante la combustión de la capa de hidrógeno, la estrella puede volverse más caliente que el Sol y decenas de veces más luminosa que cuando se formó, aunque todavía no tan luminosa como el Sol. Después de algunos miles de millones de años más, comienzan a volverse menos luminosos y más fríos a pesar de que continúa la combustión de la capa de hidrógeno. Estos se convierten en frías enanas blancas de helio. [9]
Las estrellas de muy alta masa se convierten en supergigantes que siguen una trayectoria evolutiva que las lleva de un lado a otro horizontalmente sobre el diagrama H – R, en el extremo derecho que constituyen supergigantes rojas . Por lo general, terminan su vida como una supernova de tipo II . Las estrellas más masivas pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet sin convertirse en gigantes o supergigantes en absoluto. [18] [19]
Planetas
Gigantes rojos con planetas conocidos: el tipo M HD 208527 , HD 220074 y, en febrero de 2014, algunas decenas [20] de gigantes K conocidos, incluidos Pollux , Gamma Cephei e Iota Draconis .
Perspectivas de habitabilidad
Aunque tradicionalmente se ha sugerido que la evolución de una estrella a una gigante roja hará que su sistema planetario sea inhabitable, si está presente, algunas investigaciones sugieren que, durante la evolución de una estrella de 1 M ☉ a lo largo de la rama de la gigante roja, podría albergar una zona habitable durante varios miles de millones de años a 2 unidades astronómicas (AU) hasta alrededor de 100 millones de años a 9 AU, lo que da quizás el tiempo suficiente para que la vida se desarrolle en un mundo adecuado. Después de la etapa de gigante roja, para tal estrella habría una zona habitable entre 7 y 22 UA durante mil millones de años adicionales. [21] Estudios posteriores han refinado este escenario, mostrando cómo para una estrella de 1 M ☉ la zona habitable dura desde 100 millones de años para un planeta con una órbita similar a la de Marte hasta 210 millones de años para uno que orbita a la distancia de Saturno . al Sol, el tiempo máximo (370 millones de años) correspondiente a los planetas que orbitan a la distancia de Júpiter . Sin embargo, para los planetas que orbitan alrededor de una estrella de 0,5 M ☉ en órbitas equivalentes a las de Júpiter y Saturno, estarían en la zona habitable durante 5.800 millones de años y 2.100 millones de años, respectivamente; para las estrellas más masivas que el Sol, los tiempos son considerablemente más cortos. [22]
Ampliación de planetas
Hasta junio de 2014, se han descubierto cincuenta planetas gigantes alrededor de estrellas gigantes. Sin embargo, estos planetas gigantes son más masivos que los planetas gigantes que se encuentran alrededor de estrellas de tipo solar. Esto podría deberse a que las estrellas gigantes son más masivas que el Sol (las estrellas menos masivas todavía estarán en la secuencia principal y no se habrán convertido en gigantes todavía) y se espera que las estrellas más masivas tengan planetas más masivos. Sin embargo, las masas de los planetas que se han encontrado alrededor de estrellas gigantes no se correlacionan con las masas de las estrellas; por lo tanto, los planetas podrían estar creciendo en masa durante la fase de gigante roja de las estrellas. El crecimiento de la masa del planeta podría deberse en parte a la acreción del viento estelar, aunque un efecto mucho mayor sería el desbordamiento del lóbulo de Roche que provocaría una transferencia de masa de la estrella al planeta cuando el gigante se expande hasta la distancia orbital del planeta. [23]
Ejemplos bien conocidos
Muchas de las estrellas brillantes conocidas son gigantes rojas, porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella variable rama gigante roja Gamma Crucis es la estrella gigante de clase M más cercana a 88 años luz. [24] La estrella rama gigante roja K0, Arcturus, está a 36 años luz de distancia. [25]
Rama de gigante roja
- Aldebarán (α Tauri)
- Arcturus (α Bootis)
- Gacrux (γ Crucis)
Gigantes de matas rojas
- Hamal (α Arietis)
- κ Persei
- δ Andrómeda [26]
Rama gigante asintótica
- Mira (o Ceti)
- χ Cygni
- α Herculis
El sol como gigante roja
El Sol saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 mil millones de años y comenzará a convertirse en una gigante roja. [27] [28] Como gigante roja, el Sol crecerá tanto que engullirá a Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra. [29]
Referencias
- ^ Boothroyd, AI; Sackmann, I. ‐J. (1999). "Los isótopos CNO: circulación profunda en gigantes rojos y primer y segundo dragado". El diario astrofísico . 510 (1): 232–250. arXiv : astro-ph / 9512121 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 510..232B . doi : 10.1086 / 306546 . S2CID 561413 .
- ^ Suzuki, Takeru K. (2007). "Vientos gigantes rojos estructurados con burbujas calientes magnetizadas y la línea divisoria Corona / viento frío". El diario astrofísico . 659 (2): 1592-1610. arXiv : astro-ph / 0608195 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 659.1592S . doi : 10.1086 / 512600 . S2CID 13957448 .
- ^ Habing, Harm J .; Olofsson, Hans (2003). "Estrellas asintóticas de ramas gigantes". Estrellas asintóticas de ramas gigantes . Bibcode : 2003agbs.conf ..... H .
- ^ Deutsch, AJ (1970). "Actividad cromosférica en gigantes rojas y fenómenos relacionados". Espectros estelares ultravioleta y observaciones terrestres relacionadas . 36 : 199-208. Código bibliográfico : 1970IAUS ... 36..199D . doi : 10.1007 / 978-94-010-3293-3_33 . ISBN 978-94-010-3295-7.
- ^ Vlemmings, Wouter; Khouri, Theo; O'Gorman, Eamon; De Beck, Elvire; Humphreys, Elizabeth; Lankhaar, niño; Maercker, Matthias; Olofsson, Hans; Ramstedt, Sofia; Tafoya, Daniel; Takigawa, Aki (diciembre de 2017). "La atmósfera calentada por choque de una estrella rama gigante asintótica resuelta por ALMA". Astronomía de la naturaleza . 1 (12): 848–853. arXiv : 1711.01153 . Código Bib : 2017NatAs ... 1..848V . doi : 10.1038 / s41550-017-0288-9 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119393687 .
- ^ O'Gorman, E .; Harper, GM; Ohnaka, K .; Feeney-Johansson, A .; Wilkeneit-Braun, K .; Brown, A .; Guinan, EF; Lim, J .; Richards, AMS; Ryde, N .; Vlemmings, WHT (junio de 2020). "ALMA y VLA revelan las tibias cromosferas de las cercanas supergigantes rojas Antares y Betelgeuse". Astronomía y Astrofísica . 638 : A65. arXiv : 2006.08023 . Bibcode : 2020A & A ... 638A..65O . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202037756 . ISSN 0004-6361 . S2CID 219484950 .
- ^ Wedemeyer, Sven; Kučinskas, Arūnas; Klevas, Jonas; Ludwig, Hans-Günter (1 de octubre de 2017). "Atmósferas modelo CO5BOLD hidrodinámico tridimensional de estrellas gigantes rojas - VI. Primer modelo de cromosfera de un gigante de tipo tardío". Astronomía y Astrofísica . 606 : A26. arXiv : 1705.09641 . Código Bib : 2017A & A ... 606A..26W . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201730405 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119510487 .
- ^ Schwarzschild, Martin (1975). "En la escala de la convección fotosférica en gigantes rojas y supergigantes". Revista astrofísica . 195 : 137-144. Código bibliográfico : 1975ApJ ... 195..137S . doi : 10.1086 / 153313 .
- ^ a b c Laughlin, G .; Bodenheimer, P .; Adams, FC (1997). "El final de la secuencia principal" . El diario astrofísico . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . doi : 10.1086 / 304125 .
- ^ a b c d Zeilik, Michael A .; Gregory, Stephan A. (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica (4ª ed.). Saunders College Publishing. págs. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
- ^ Tiago L. Campante; Nuno C. Santos; Mário JPFG Monteiro (3 de noviembre de 2017). Astrosismología y exoplanetas: escuchando las estrellas y buscando nuevos mundos: IV Escuela Internacional Avanzada de Ciencias Espaciales de las Azores . Saltador. págs. 99–. ISBN 978-3-319-59315-9.
- ^ a b c Fagotto, F .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Chiosi, C. (1994). "Secuencias evolutivas de modelos estelares con nuevas opacidades radiativas. IV. Z = 0,004 y Z = 0,008". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 105 : 29. Código Bibliográfico : 1994A y AS..105 ... 29F .
- ^ Alves, David R .; Sarajedini, Ata (1999). "Las luminosidades dependientes de la edad de la protuberancia de la rama gigante roja, la protuberancia de la rama gigante asintótica y la masa roja de la rama horizontal". El diario astrofísico . 511 (1): 225–234. arXiv : astro-ph / 9808253 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 511..225A . doi : 10.1086 / 306655 . S2CID 18834541 .
- ^ Sackmann, I. -J .; Boothroyd, AI; Kraemer, KE (1993). "Nuestro Sol. III. Presente y futuro". El diario astrofísico . 418 : 457. Código Bibliográfico : 1993ApJ ... 418..457S . doi : 10.1086 / 173407 .
- ^ Reiners, A .; Basri, G. (2009). "Sobre la topología magnética de estrellas parcialmente y totalmente convectivas". Astronomía y Astrofísica . 496 (3): 787. arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A & A ... 496..787R . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . S2CID 15159121 .
- ^ Brainerd, Jerome James (16 de febrero de 2005). "Estrellas de secuencia principal" . Estrellas . El espectador de astrofísica . Consultado el 29 de diciembre de 2006 .
- ^ Richmond, Michael. "Últimas etapas de la evolución de las estrellas de baja masa" . Consultado el 29 de diciembre de 2006 .
- ^ Crowther, PA (2007). "Propiedades físicas de las estrellas Wolf-Rayet". Revista anual de astronomía y astrofísica . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph / 0610356 . Código bibliográfico : 2007ARA & A..45..177C . doi : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 .
- ^ Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; et al. (12 a 16 de julio de 2010). G. Rauw; M. De Becker; Y. Nazé; J.-M. Vreux; et al. (eds.). "Supergigantes rojas, variables azules luminosas y estrellas Wolf-Rayet: la perspectiva de una sola estrella masiva". Société Royale des Sciences de Liège, Boletín (Actas del 39º Coloquio astrofísico de Lieja) . v1. Feudal. 80 (39): 266–278. arXiv : 1101.5873 . Código bibliográfico : 2011BSRSL..80..266M .
- ^ http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=planets
- ^ López, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (2005). "¿Puede desarrollarse la vida en las zonas habitables ampliadas alrededor de las estrellas gigantes rojas?". El diario astrofísico . 627 (2): 974–985. arXiv : astro-ph / 0503520 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 627..974L . doi : 10.1086 / 430416 . S2CID 17075384 .
- ^ Ramírez, Ramsés M .; Kaltenegger, Lisa (2016). "Zonas habitables de estrellas de secuencia post-principal". El diario astrofísico . 823 (1): 6. arXiv : 1605.04924 . Código Bibliográfico : 2016ApJ ... 823 .... 6R . doi : 10.3847 / 0004-637X / 823/1/6 . S2CID 119225201 .
- ^ Jones, MI; Jenkins, JS; Bluhm, P .; Rojo, P .; Melo, CHF (2014). "Las propiedades de los planetas alrededor de estrellas gigantes". Astronomía y Astrofísica . 566 : A113. arXiv : 1406.0884 . Bibcode : 2014A y A ... 566A.113J . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201323345 . S2CID 118396750 .
- ^ Irlanda, MJ; et al. (Mayo de 2004). "Diámetros de longitud de onda múltiple de Miras cercanos y variables semirregulares". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 350 (1): 365–374. arXiv : astro-ph / 0402326 . Código bibliográfico : 2004MNRAS.350..365I . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07651.x . S2CID 15830460 .
- ^ Abia, C .; Palmerini, S .; Busso, M .; Cristallo, S. (2012). "Relaciones isotópicas de carbono y oxígeno en Arcturus y Aldebarán. Restringir los parámetros para la mezcla no convectiva en la rama gigante roja". Astronomía y Astrofísica . 548 : A55. arXiv : 1210.1160 . Bibcode : 2012A y A ... 548A..55A . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201220148 . S2CID 56386673 .
- ^ Alves, David R. (2000). "Calibración de banda K de la luminosidad del grupo rojo". El diario astrofísico . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph / 0003329 . Código bibliográfico : 2000ApJ ... 539..732A . doi : 10.1086 / 309278 . S2CID 16673121 .
- ^ Nola Taylor Redd. "Estrellas gigantes rojas: hechos, definición y el futuro del sol" . space.com . Consultado el 20 de febrero de 2016 .
- ^ Schröder, K.-P .; Connon Smith, R. (2008). "El futuro lejano del Sol y la Tierra revisitados". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 386 (1): 155-163. arXiv : 0801.4031 . Código bibliográfico : 2008MNRAS.386..155S . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 .
- ^ Siegel, Ethan (8 de febrero de 2020). "Pregúntele a Ethan: ¿Eventualmente la Tierra será tragada por el Sol?" . Forbes . Consultado el 12 de marzo de 2021 .
enlaces externos
Medios relacionados con los gigantes rojos en Wikimedia Commons