La rama gigante roja (RGB), a veces llamada la primera rama gigante, es la porción de la rama gigante antes de que ocurra la ignición del helio en el curso de la evolución estelar . Es una etapa que sigue la secuencia principal para las estrellas de masa baja a intermedia. Las estrellas de ramas gigantes rojas tienen un núcleo de helio inerte rodeado por una capa de hidrógeno que se fusiona a través del ciclo CNO . Son estrellas de clase K y M mucho más grandes y más luminosas que las estrellas de la secuencia principal de la misma temperatura.
Descubrimiento
Las gigantes rojas se identificaron a principios del siglo XX cuando el uso del diagrama de Hertzsprung-Russell dejó en claro que había dos tipos distintos de estrellas frías con tamaños muy diferentes: enanas, ahora formalmente conocidas como la secuencia principal ; y gigantes . [1] [2]
El término rama de gigante roja comenzó a usarse durante las décadas de 1940 y 1950, aunque inicialmente solo como un término general para referirse a la región de gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell. Aunque en 1940 se entendía la base de una vida termonuclear de secuencia principal, seguida de una fase de contracción termodinámica de una enana blanca, no se conocían los detalles internos de los diversos tipos de estrellas gigantes. [3]
En 1968, el nombre rama gigante asintótica (AGB) se utilizó para una rama de estrellas algo más luminosa que la mayor parte de las gigantes rojas y estrellas variables más inestables, a menudo de gran amplitud , como Mira . [4] Las observaciones de una rama gigante bifurcada se habían realizado años antes, pero no estaba claro cómo se relacionaban las diferentes secuencias. [5] En 1970, se entendía bien que la región de la gigante roja estaba formada por subgigantes , el mismo RGB, la rama horizontal y el AGB, y el estado evolutivo de las estrellas en estas regiones se entendía ampliamente. [6] La rama de gigante roja fue descrita como la primera rama gigante en 1967, para distinguirla de la segunda rama o rama gigante asintótica, [7] y esta terminología todavía se usa con frecuencia en la actualidad. [8]
La física estelar moderna ha modelado los procesos internos que producen las diferentes fases de la vida posterior a la secuencia principal de las estrellas de masa moderada, [9] con una complejidad y precisión cada vez mayores. [10] Los resultados de la investigación RGB se están utilizando ellos mismos como base para la investigación en otras áreas. [11]
Evolución
Cuando una estrella con una masa de aproximadamente 0,4 M ☉ ( masa solar ) a 12 M ☉ (8 M ☉ para estrellas de baja metalicidad) agota su núcleo de hidrógeno, entra en una fase de combustión de la capa de hidrógeno durante la cual se convierte en una gigante roja, más grande y más frío que en la secuencia principal. Durante la combustión de la capa de hidrógeno, el interior de la estrella pasa por varias etapas distintas que se reflejan en la apariencia exterior. Las etapas evolutivas varían dependiendo principalmente de la masa de la estrella, pero también de su metalicidad .
Fase subgigante
Después de que una estrella de la secuencia principal ha agotado su núcleo de hidrógeno, comienza a fusionar hidrógeno en una capa gruesa alrededor de un núcleo que consiste principalmente en helio. La masa del núcleo de helio está por debajo del límite de Schönberg-Chandrasekhar y está en equilibrio térmico , y la estrella es una subgigante . Cualquier producción de energía adicional de la fusión de la capa se consume al inflar la envoltura y la estrella se enfría pero no aumenta su luminosidad. [12]
La fusión de la capa de hidrógeno continúa en estrellas de masa aproximadamente solar hasta que el núcleo de helio aumenta en masa lo suficiente como para degenerar . Luego, el núcleo se contrae, se calienta y desarrolla un fuerte gradiente de temperatura. La capa de hidrógeno, que se fusiona a través del ciclo CNO sensible a la temperatura , aumenta en gran medida su tasa de producción de energía y se considera que las estrellas están al pie de la rama de la gigante roja. Para una estrella de la misma masa que el sol, esto toma aproximadamente 2 mil millones de años desde el momento en que se agotó el hidrógeno en el núcleo. [13]
Los subgigantes de más de aproximadamente 2 M ☉ alcanzan el límite de Schönberg-Chandrasekhar con relativa rapidez antes de que el núcleo se degenere. El núcleo todavía soporta su propio peso termodinámicamente con la ayuda de la energía de la capa de hidrógeno, pero ya no está en equilibrio térmico. Se encoge y se calienta, lo que hace que la capa de hidrógeno se vuelva más delgada y la envoltura estelar se infle. Esta combinación disminuye la luminosidad a medida que la estrella se enfría hacia el pie del RGB. Antes de que el núcleo se degenere, la envoltura de hidrógeno exterior se vuelve opaca, lo que hace que la estrella deje de enfriarse, aumenta la velocidad de fusión en la capa y la estrella ha entrado en el RGB. En estas estrellas, la fase subgigante se produce en unos pocos millones de años, lo que provoca una brecha aparente en el diagrama de Hertzsprung-Russell entre las estrellas de secuencia principal de tipo B y el RGB que se observa en cúmulos abiertos jóvenes como Praesepe . Esta es la brecha de Hertzsprung y en realidad está escasamente poblada con estrellas subgigantes que evolucionan rápidamente hacia gigantes rojas, en contraste con la rama subgigante corta de masa baja densamente poblada que se ve en cúmulos más antiguos como ω Centauri . [14] [15]
Ascendiendo la rama de gigante roja
Las estrellas al pie de la rama de la gigante roja tienen todas una temperatura similar de alrededor de 5.000 K, lo que corresponde a un tipo espectral de K temprano a medio. Su luminosidad varía desde unas pocas veces la luminosidad del sol para las gigantes rojas menos masivas hasta varios miles de veces más luminosa para las estrellas alrededor de 8 M ☉ . [dieciséis]
A medida que sus capas de hidrógeno continúan produciendo más helio, los núcleos de las estrellas RGB aumentan en masa y temperatura. Esto hace que la capa de hidrógeno se fusione más rápidamente. Las estrellas se vuelven más luminosas, más grandes y algo más frías. Se describen como ascendentes al RGB. [17]
En el ascenso del RGB, hay una serie de eventos internos que producen características externas observables. La envoltura convectiva exterior se vuelve más y más profunda a medida que la estrella crece y aumenta la producción de energía de la capa. Finalmente, alcanza la profundidad suficiente para traer productos de fusión a la superficie desde el núcleo anteriormente convectivo, conocido como el primer dragado . Esto cambia la abundancia de helio, carbono, nitrógeno y oxígeno en la superficie. [18] Se puede detectar un agrupamiento notable de estrellas en un punto del RGB y se lo conoce como la protuberancia del RGB. Es causada por una discontinuidad en la abundancia de hidrógeno dejada por la convección profunda. La producción de energía de la cáscara disminuye temporalmente en esta discontinuidad, deteniendo efectivamente el ascenso del RGB y provocando un exceso de estrellas en ese punto. [19]
Punta de la rama gigante roja
Para las estrellas con un núcleo de helio degenerado, existe un límite para este crecimiento en tamaño y luminosidad, conocido como la punta de la rama gigante roja , donde el núcleo alcanza la temperatura suficiente para comenzar la fusión. Todas las estrellas que llegan a este punto tienen una masa de helio idéntica de casi 0,5 M ☉ y una luminosidad estelar y una temperatura muy similares. Estas estrellas luminosas se han utilizado como indicadores estándar de distancia de velas. Visualmente, la punta de la rama gigante roja se produce en una magnitud absoluta -3 y temperaturas de alrededor de 3.000 K en la metalicidad solar, más cerca de los 4.000 K en una metalicidad muy baja. [16] [20] Los modelos predicen una luminosidad en la punta de 2000–2500 L ☉ , dependiendo de la metalicidad. [21] En la investigación moderna, las magnitudes infrarrojas se utilizan con más frecuencia. [22]
Dejando la rama del gigante rojo
Un núcleo degenerado comienza a fusionarse explosivamente en un evento conocido como destello de helio , pero externamente hay pocas señales inmediatas de ello. La energía se consume para eliminar la degeneración del núcleo. La estrella en general se vuelve menos luminosa y más caliente y migra a la rama horizontal. Todos los núcleos de helio degenerados tienen aproximadamente la misma masa, independientemente de la masa estelar total, por lo que la luminosidad de la fusión de helio en la rama horizontal es la misma. La fusión de la capa de hidrógeno puede hacer que varíe la luminosidad estelar total, pero para la mayoría de las estrellas con una metalicidad cercana al sol, la temperatura y la luminosidad son muy similares en el extremo frío de la rama horizontal. Estas estrellas forman el grupo rojo a unos 5.000 K y 50 L ☉ . Las envolturas de hidrógeno menos masivas hacen que las estrellas tomen una posición más caliente y menos luminosa en la rama horizontal, y este efecto ocurre más fácilmente con una metalicidad baja, de modo que los cúmulos viejos pobres en metales muestran las ramas horizontales más pronunciadas. [13] [23]
Las estrellas inicialmente más masivas que 2 M ☉ tienen núcleos de helio no degenerados en la rama de la gigante roja. Estas estrellas se calientan lo suficiente como para iniciar la fusión triple alfa antes de que alcancen la punta de la rama de la gigante roja y antes de que el núcleo se degenere. Luego abandonan la rama gigante roja y realizan un bucle azul antes de regresar para unirse a la rama gigante asintótica. Las estrellas solo un poco más masivas que 2 M ☉ realizan un bucle azul apenas perceptible a unos pocos cientos de L ☉ antes de continuar en el AGB apenas distinguible de su posición de rama de gigante roja. Las estrellas más masivas realizan ciclos azules extendidos que pueden alcanzar 10,000 K o más a luminosidades de miles de L ☉ . Estas estrellas cruzarán la franja de inestabilidad más de una vez y pulsarán como variables cefeidas de tipo I (clásicas) . [24]
Propiedades
La siguiente tabla muestra las vidas típicas en la secuencia principal (MS), la rama subgigante (SB) y la rama gigante roja (RGB), para estrellas con diferentes masas iniciales, todas con metalicidad solar (Z = 0.02). También se muestran la masa del núcleo de helio, la temperatura efectiva de la superficie, el radio y la luminosidad al inicio y al final del RGB para cada estrella. El final de la rama de la gigante roja se define como cuando se produce la ignición del helio del núcleo. [8]
Masa ( M ☉ ) | MS (años) | Gancho (MYrs) | SB (MYrs) | RGB (MYrs) | Pie RGB | Extremo RGB | ||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Masa del núcleo ( M ☉ ) | T ef (K) | Radio ( R ☉ ) | Luminosidad ( L ☉ ) | Masa del núcleo ( M ☉ ) | T ef (K) | Radio ( R ☉ ) | Luminosidad ( L ☉ ) | |||||
0,6 | 58,8 | N / A | 5.100 | 2500 | 0,10 | 4.634 | 1.2 | 0,6 | 0,48 | 2,925 | 207 | 2.809 |
1.0 | 9.3 | N / A | 2600 | 760 | 0,13 | 5,034 | 2.0 | 2.2 | 0,48 | 3,140 | 179 | 2.802 |
2.0 | 1.2 | 10 | 22 | 25 | 0,25 | 5.220 | 5.4 | 19,6 | 0,34 | 4.417 | 23,5 | 188 |
5,0 | 0,1 | 0.4 | 15 | 0,3 | 0,83 | 4.737 | 43,8 | 866.0 | 0,84 | 4.034 | 115 | 3,118 |
Las estrellas de masa intermedia solo pierden una pequeña fracción de su masa como estrellas de secuencia principal y subgigantes, pero pierden una cantidad significativa de masa como gigantes rojas. [25]
La masa perdida por una estrella similar al Sol afecta la temperatura y la luminosidad de la estrella cuando alcanza la rama horizontal, por lo que las propiedades de las estrellas rojas se pueden usar para determinar la diferencia de masa antes y después del destello de helio. La masa perdida de las gigantes rojas también determina la masa y las propiedades de las enanas blancas que se forman posteriormente. Las estimaciones de la pérdida de masa total de las estrellas que alcanzan la punta de la rama de la gigante roja son alrededor de 0,2–0,25 M ☉ . La mayor parte de esto se pierde en el último millón de años antes del destello de helio. [26] [27]
La masa perdida por estrellas más masivas que abandonan la rama de gigante roja antes del destello de helio es más difícil de medir directamente. La masa actual de variables cefeidas como δ Cephei se puede medir con precisión porque hay estrellas binarias o pulsantes. En comparación con los modelos evolutivos, estas estrellas parecen haber perdido alrededor del 20% de su masa, gran parte durante el bucle azul y especialmente durante las pulsaciones en la franja de inestabilidad. [28] [29]
Variabilidad
Algunas gigantes rojas son variables de gran amplitud. Muchas de las primeras estrellas variables conocidas son variables Mira con períodos regulares y amplitudes de varias magnitudes, variables semirregulares con períodos menos obvios o períodos múltiples y amplitudes ligeramente más bajas, y variables irregulares lentas sin período obvio. Durante mucho tiempo se ha considerado que son estrellas o supergigantes de ramas gigantes asintóticas (AGB) y las estrellas de ramas gigantes rojas (RGB) en sí mismas no se consideraban generalmente variables. Se consideraron algunas excepciones aparentes como estrellas AGB de baja luminosidad. [30]
Los estudios de finales del siglo XX comenzaron a mostrar que todos los gigantes de la clase M eran variables con amplitudes de 10 mili-magnitudes o más, y que los gigantes de la clase K tardíos también eran probablemente variables con amplitudes más pequeñas. Tales estrellas variables se encontraban entre las gigantes rojas más luminosas, cerca de la punta del RGB, pero era difícil argumentar que todas eran en realidad estrellas AGB. Las estrellas mostraron una relación de amplitud de período con variables de mayor amplitud pulsando más lentamente. [31]
Los estudios de microlentes en el siglo XXI han proporcionado una fotometría extremadamente precisa de miles de estrellas durante muchos años. Esto ha permitido el descubrimiento de muchas estrellas variables nuevas, a menudo de amplitudes muy pequeñas. Se han descubierto múltiples relaciones período-luminosidad , agrupadas en regiones con crestas de relaciones paralelas estrechamente espaciadas. Algunas de estas corresponden a las conocidas Miras y semi-regulares, pero se ha definido una clase adicional de estrella variable: OGLE Small Amplitude Red Giants u OSARGs . Los OSARG tienen amplitudes de unas milésimas de magnitud y períodos semirregulares de 10 a 100 días. La encuesta OGLE publicó hasta tres períodos para cada OSARG, lo que indica una combinación compleja de pulsaciones. Se detectaron rápidamente muchos miles de OSARG en las Nubes de Magallanes , tanto estrellas AGB como RGB. [32] Desde entonces se ha publicado un catálogo de 192.643 OSARG en la dirección del abultamiento central de la Vía Láctea . Aunque alrededor de una cuarta parte de los OSARgs de la Nube de Magallanes muestran largos períodos secundarios, muy pocos OSARG galácticos lo hacen. [33]
Los OSARG RGB siguen tres relaciones período-luminosidad estrechamente espaciadas, correspondientes al primer, segundo y tercer sobretonos de los modelos de pulsación radial para estrellas de ciertas masas y luminosidades, pero que las pulsaciones no radiales de dipolo y cuadrupolo también están presentes que conducen a la semi -naturaleza regular de las variaciones. [34] El modo fundamental no aparece y se desconoce la causa subyacente de la excitación. Se ha sugerido como causa la convección estocástica , similar a las oscilaciones de tipo solar . [32]
Se han descubierto dos tipos adicionales de variación en las estrellas RGB: períodos secundarios largos, que están asociados con otras variaciones pero pueden mostrar amplitudes mayores con períodos de cientos o miles de días; y variaciones elipsoidales . Se desconoce la causa de los largos períodos secundarios, pero se ha propuesto que se deben a interacciones con compañeros de baja masa en órbitas cercanas. [35] También se cree que las variaciones elipsoidales se crean en sistemas binarios, en este caso binarios de contacto donde las estrellas distorsionadas causan variaciones estrictamente periódicas a medida que orbitan. [36]
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Bibliografía
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enlaces externos
- Evolución posterior a la secuencia principal mediante la quema de helio
- Variables de período largo: relaciones de luminosidad del período y clasificación en la Misión Gaia