Estrela gigante - Giant star

Uma estrela gigante é uma estrela com raio e luminosidade substancialmente maiores do que uma estrela da sequência principal (ou anã ) com a mesma temperatura de superfície . Eles estão acima da sequência principal (luminosidade classe V na classificação espectral de Yerkes ) no diagrama de Hertzsprung-Russell e correspondem às classes de luminosidade II e III . Os termos gigante e anã foram cunhados para estrelas de luminosidade bastante diferente, apesar de temperatura semelhante ou tipo espectral porEjnar Hertzsprung por volta de 1905.

Estrelas gigantes têm raios de até algumas centenas de vezes o Sol e luminosidades entre 10 e alguns milhares de vezes a do Sol . Estrelas ainda mais luminosas que gigantes são chamadas de supergigantes e hipergigantes .

Uma estrela quente e luminosa da seqüência principal também pode ser chamada de gigante, mas qualquer estrela da seqüência principal é apropriadamente chamada de anã, não importa quão grande e luminosa ela seja.

Formação

Estrutura interna de uma estrela semelhante ao Sol e uma gigante vermelha. Imagem ESO .

Uma estrela se torna gigante depois que todo o hidrogênio disponível para a fusão em seu núcleo se esgota e, como resultado, deixa a sequência principal . O comportamento de uma estrela pós-sequência principal depende muito de sua massa.

Estrelas de massa intermediária

Para uma estrela com uma massa acima de cerca de 0,25 massas solares ( M ☉ ), uma vez que o núcleo se esgota de hidrogênio, ele se contrai e aquece, de modo que o hidrogênio começa a se fundir em uma camada ao redor do núcleo. A parte da estrela fora da casca se expande e esfria, mas com apenas um pequeno aumento na luminosidade, e a estrela se torna uma subgigante . O núcleo inerte de hélio continua a crescer e aumentar a temperatura à medida que aumenta o hélio da casca, mas em estrelas até cerca de 10-12  M ☉ ele não fica quente o suficiente para iniciar a queima de hélio (estrelas de massa mais alta são supergigantes e evoluem de forma diferente ) Em vez disso, depois de apenas alguns milhões de anos, o núcleo atinge o limite de Schönberg-Chandrasekhar , entra em colapso rapidamente e pode degenerar. Isso faz com que as camadas externas se expandam ainda mais e gera uma forte zona convectiva que traz elementos pesados ​​para a superfície em um processo denominado primeira dragagem . Esta forte convecção também aumenta o transporte de energia para a superfície, a luminosidade aumenta dramaticamente e a estrela se move para o ramo gigante-vermelho, onde queimará hidrogênio de forma estável em uma concha por uma fração substancial de sua vida inteira (cerca de 10% para uma estrela semelhante ao Sol). O núcleo continua a ganhar massa, contrair e aumentar a temperatura, enquanto há alguma perda de massa nas camadas externas. , § 5.9.

Se a massa da estrela, quando na sequência principal, estava abaixo de aproximadamente 0,4  M ☉ , ela nunca atingirá as temperaturas centrais necessárias para fundir o hélio . , p. 169. Portanto, ela permanecerá uma gigante vermelha que se funde com o hidrogênio até que seu hidrogênio acabe, quando então se tornará uma anã branca de hélio . , § 4.1, 6.1. De acordo com a teoria da evolução estelar, nenhuma estrela de massa tão baixa pode ter evoluído para esse estágio dentro da idade do Universo.

Em estrelas acima de cerca de 0,4  M ☉, a temperatura do núcleo eventualmente atinge 10 8 K e o hélio começará a se fundir em carbono e oxigênio no núcleo pelo processo triplo-alfa . , § 5.9, capítulo 6. Quando o núcleo está degenerado, a fusão do hélio começa de forma explosiva , mas a maior parte da energia vai para o levantamento da degeneração e o núcleo torna-se convectivo. A energia gerada pela fusão do hélio reduz a pressão no reservatório de queima de hidrogênio circundante, o que reduz sua taxa de geração de energia. A luminosidade geral da estrela diminui, seu envelope externo se contrai novamente e a estrela se move do ramo gigante-vermelho para o ramo horizontal . , Capítulo 6.

Quando o núcleo do hélio se esgota, uma estrela com até cerca de 8  M ☉ tem um núcleo de carbono-oxigênio que degenera e começa a queimar o hélio em uma casca. Tal como aconteceu com o colapso anterior do núcleo de hélio, isso inicia a convecção nas camadas externas, desencadeia uma segunda dragagem e causa um aumento dramático no tamanho e luminosidade. Este é o ramo gigante assintótico (AGB) análogo ao ramo gigante-vermelho, mas mais luminoso, com uma concha queimando hidrogênio contribuindo com a maior parte da energia. As estrelas só permanecem no AGB por cerca de um milhão de anos, tornando-se cada vez mais instáveis ​​até esgotarem seu combustível, passarem por uma fase de nebulosa planetária e se tornarem uma anã branca carbono-oxigênio. , § 7.1-7.4.

Estrelas de grande massa

As estrelas da sequência principal com massas acima de 12  M ☉ já são muito luminosas e se movem horizontalmente ao longo do diagrama HR quando deixam a sequência principal, tornando-se brevemente gigantes azuis antes de se expandirem ainda mais em supergigantes azuis. Eles começam a queima do núcleo do hélio antes que o núcleo se degenere e se desenvolva suavemente em supergigantes vermelhas sem um forte aumento na luminosidade. Nesse estágio, eles têm luminosidades comparáveis ​​às estrelas AGB brilhantes, embora tenham massas muito maiores, mas irão aumentar ainda mais em luminosidade à medida que queimam elementos mais pesados ​​e, eventualmente, se tornam uma supernova.

Estrelas na faixa de 8-12  M ☉ têm propriedades intermediárias e são chamadas de estrelas super-AGB. Eles seguem em grande parte os rastros de estrelas mais claras através das fases RGB, HB e AGB, mas são massivos o suficiente para iniciar a queima de carbono do núcleo e até mesmo alguma queima de neon. Eles formam núcleos de oxigênio-magnésio-neon, que podem entrar em colapso em uma supernova de captura de elétrons, ou podem deixar para trás uma anã branca de oxigênio-neon.

As estrelas da sequência principal da classe O já são altamente luminosas. A fase gigante para essas estrelas é uma fase breve de tamanho e luminosidade ligeiramente aumentados antes de desenvolver uma classe de luminosidade espectral supergigante. Os gigantes do tipo O podem ser mais de cem mil vezes mais luminosos que o sol, mais brilhantes do que muitos supergigantes. A classificação é complexa e difícil, com pequenas diferenças entre as classes de luminosidade e uma gama contínua de formas intermediárias. As estrelas mais massivas desenvolvem características espectrais gigantes ou supergigantes enquanto ainda queimam hidrogênio em seus núcleos, devido à mistura de elementos pesados ​​na superfície e alta luminosidade que produz um poderoso vento estelar e faz com que a atmosfera da estrela se expanda.

Estrelas de baixa massa

Uma estrela cuja massa inicial é menor que aproximadamente 0,25  M ☉ não se tornará uma estrela gigante. Durante a maior parte de suas vidas, essas estrelas têm seu interior completamente misturado por convecção e, portanto, podem continuar fundindo hidrogênio por um período de mais de 10 a 12 anos, muito mais do que a idade atual do Universo . Eles se tornam cada vez mais quentes e mais luminosos ao longo desse tempo. Eventualmente, eles desenvolvem um núcleo radiativo, subsequentemente exaurindo o hidrogênio no núcleo e queimando o hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo. (Estrelas com massa superior a 0,16  M ☉ podem se expandir neste ponto, mas nunca se tornarão muito grandes.) Pouco depois, o suprimento de hidrogênio da estrela se esgotará completamente e ela se tornará uma anã branca de hélio . Mais uma vez, o universo é muito jovem para que essas estrelas sejam observadas.

Subclasses

Há uma grande variedade de estrelas da classe gigante e várias subdivisões são comumente usadas para identificar grupos menores de estrelas.

Subgigantes

Artigo principal: Subgiant

Subgigantes são uma classe de luminosidade espectroscópica (IV) totalmente separada dos gigantes, mas compartilham muitos recursos com eles. Embora algumas subgigantes sejam simplesmente estrelas superluminosas da sequência principal devido à variação química ou idade, outras são uma trilha evolutiva distinta em direção aos verdadeiros gigantes.

Exemplos:

Gigantes brilhantes

Artigo principal: Gigante brilhante

Outra classe de luminosidade são os gigantes brilhantes (classe II), diferenciados dos gigantes normais (classe III) simplesmente por serem um pouco maiores e mais luminosos. Eles têm luminosidades entre os gigantes normais e os supergigantes, em torno de magnitude absoluta -3.

Exemplos:

  • Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1), o principal componente de Mintaka, um gigante brilhante do tipo O;
  • Alpha Carinae (α Car), um gigante brilhante do tipo F, Canopus, às vezes também classificado como supergigante.

Gigantes vermelhos

Artigo principal: gigante vermelha

Em qualquer classe de luminosidade gigante, as estrelas mais frias das classes espectrais K, M, S e C (e às vezes algumas estrelas do tipo G) são chamadas de gigantes vermelhas. Os gigantes vermelhos incluem estrelas em várias fases evolutivas distintas de suas vidas: um ramo principal da gigante vermelha (RGB); um ramo horizontal vermelho ou uma touceira vermelha ; o ramo gigante assintótico (AGB), embora as estrelas AGB sejam frequentemente grandes e luminosas o suficiente para serem classificadas como supergigantes; e às vezes outras grandes estrelas frias, como estrelas pós-AGB imediatas. As estrelas RGB são de longe o tipo mais comum de estrela gigante devido à sua massa moderada, vida relativamente longa e estável e luminosidade. Elas são o agrupamento mais óbvio de estrelas após a sequência principal na maioria dos diagramas de HR, embora as anãs brancas sejam mais numerosas, mas muito menos luminosas.

Exemplos:

Gigantes amarelos

Estrelas gigantes com temperaturas intermediárias (classe espectral G, F e pelo menos alguns A) são chamadas de gigantes amarelas. Eles são muito menos numerosos do que os gigantes vermelhos, em parte porque só se formam a partir de estrelas com massas um pouco maiores e em parte porque passam menos tempo nessa fase de suas vidas. No entanto, eles incluem várias classes importantes de estrelas variáveis. Estrelas amarelas de alta luminosidade são geralmente instáveis, levando à faixa de instabilidade no diagrama HR, onde a maioria das estrelas são variáveis ​​pulsantes. A faixa de instabilidade vai desde a sequência principal até as luminosidades hipergigantes, mas nas luminosidades dos gigantes existem várias classes de estrelas variáveis ​​pulsantes:

Gigantes amarelas podem ser estrelas de massa moderada evoluindo pela primeira vez em direção ao ramo gigante-vermelho, ou podem ser estrelas mais evoluídas no ramo horizontal. A evolução em direção ao ramo gigante-vermelha pela primeira vez é muito rápida, enquanto as estrelas podem passar muito mais tempo no ramo horizontal. Estrelas com ramificações horizontais, com mais elementos pesados ​​e menor massa, são mais instáveis.

Exemplos:

  • Sigma Octantis (σ Octantis), um gigante do tipo F e uma variável Delta Scuti;
  • Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), um gigante do tipo G, uma das estrelas que compõem Capella.

Gigantes azuis (e às vezes brancos)

Artigo principal: gigante azul

Os gigantes mais quentes, das classes espectrais O, B e, às vezes, do início A, são chamados de gigantes azuis . Às vezes, estrelas do tipo A e B tardia podem ser chamadas de gigantes brancas.

As gigantes azuis são um agrupamento muito heterogêneo, variando de estrelas de alta massa e alta luminosidade apenas deixando a sequência principal a estrelas de baixa massa e ramos horizontais . Estrelas de maior massa deixam a sequência principal para se tornarem gigantes azuis, em seguida gigantes azuis brilhantes e, em seguida, supergigantes azuis, antes de se expandir em supergigantes vermelhas, embora nas massas mais altas o estágio de gigante seja tão breve e estreito que dificilmente pode ser distinguido de uma supergigante azul.

Estrelas de menor massa, que queimam o núcleo do hélio, evoluem de gigantes vermelhas ao longo do ramo horizontal e, em seguida, de volta ao ramo gigante assintótico e, dependendo da massa e da metalicidade , podem se tornar gigantes azuis. Acredita-se que algumas estrelas pós-AGB que experimentam um pulso térmico tardio podem se tornar gigantes azuis peculiares.

Exemplos:

  • Alcyone (η Tauri), um gigante do tipo B, a estrela mais brilhante das Plêiades ;
  • Thuban (α Draconis), um gigante tipo A.

Referências

links externos