Las estrellas de tipo solar se convierten en gigante roja cuando el hidrógeno se consume en su centro y se intensifica la combustión de hidrógeno contenido en las partes más cercanas de la periferia. Las reacciones de fusión nuclear comienzan a consumir helio y luego se produce la nucleosíntesis de los elementos pesados como carbono u oxígeno.
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Definición de Gigante Roja
Una estrella roja gigante o gigante roja es una estrella que ha evolucionado más allá de la secuencia principal, convirtiéndose en gigante, pero más pequeña que los gigantes azules. Son estrellas con una masa que va de un tercio a ocho veces la del Sol que, después de haber agotado el hidrógeno de su núcleo, comienzan a consumir el hidrógeno en capas alrededor del núcleo rico en helio .
Dos fenómenos son responsables del aumento sustancial en el radio de la estrella (que puede alcanzar un radio 1000 veces mayor que la del Sol ): Primero, la fusión de hidrógeno en capas. Y en segundo lugar, la contracción del núcleo de helio, liberando una gran cantidad de energía gravitacional.
Estas dos fuentes de energía irradiadas hacia fuera inducen una presión interna que aumenta el radio de la estrella. La estrella es mucho más brillante debido al aumento de su superficie y, contra intuitivamente, la temperatura de su superficie disminuye. Como resultado, la estrella se hace más grande, más “fría” y, por lo tanto, más roja en color; De ahí el nombre de “gigante roja”. (Ver Articulo: El Sol)
Si la estrella tiene una masa inferior a 2,5 masas solares, la adición de helio al núcleo a partir de la fusión de la capa de hidrógeno puede causar lo que se llama un flash de helio: un rápido estallido de fusión de helio en el núcleo cuando las condiciones de presión y temperatura son suficientes. El brillo de la estrella aumenta rápidamente. La estrella comienza entonces un breve período de fusión de helio. Entonces, ella comienza un nuevo ascenso de la rama gigante.
Más estrellas masivas que 2,5 masas solares entran en la fase de fusión del helio de una manera menos explosiva. La fase durante la cual una estrella baja en metales consume helio se llama ” rama horizontal “, porque en el diagrama de Hertzsprung-Russell estas estrellas se colocan en una línea casi horizontal. Las estrellas ricas en metales no están ubicadas en la rama horizontal, sino en un lugar (el “grupo” rojo ) del diagrama de Hertzsprung-Russell.
Durante su evolución, una estrella puede estar varias veces en la “fase gigante” si es lo suficientemente masiva como para poder causar la fusión de elementos más pesados que el helio. En este caso, en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la estrella está en lo que se llama la rama asintótica de los gigantes, o incluso puede alcanzar la etapa Wolf-Rayet para las estrellas inicialmente más masivas.
Supergigante Roja
El tipo de estrellas supergigantes rojas son estrellas masivas que han terminado su vida en la secuencia principal. Ellos consumieron todo su hidrógeno en sus corazones. Dado que la presión interna vinculada a la fuerza ravitatoria ya no se contrarresta con la presión de radiación creada en el corazón por las reacciones nucleares , el corazón se colapsa lentamente. Este colapso libera una gran cantidad de energía gravitacional que hace que la envoltura de la estrella se expanda.
Así, su radio aumenta considerablemente (incluso puede alcanzar cientos de veces el radio del Sol ), y la temperatura de su superficie disminuye (ya que a un brillo constante, se distribuye en un área más grande). De ahí el término supergigante (debido al radio) rojo (debido a la baja temperatura).
Las supergigantes rojas son producidas por estrellas cuya masa inicial es del orden de 20 masas solares. Algunas estrellas (basadas en esta masa inicial y la intensidad de los vientos estelares durante la fase de secuencia principal) terminan su vida como tal y explotan en una supernova. Otros (el más masivo de ellos) entran al estadio Wolf-Rayet.
Su corazón se contrae hasta que la temperatura y la presión fueron suficientes para la fusión del helio. Este tipo de fusión emite mucha más energía que la del hidrógeno y, por lo tanto, la presión de radiación aumenta enormemente. El fenómeno del viento estelar se está intensificando, y la cantidad de pérdida de masa se está multiplicando por diez.
Algunas supergigantes rojas podrían ser en realidad objetos de Thorne-Żytkow. Antares (tipo espectral M1 I b) en la constelación del Escorpión o BETELGEUSE (M1-2 I a- I ab) en el de Orión son dos de las supergigantes rojas más conocidos.
Supernova
Una supernova es el conjunto de fenómenos que resultan de la implosión de una estrella al final de la vida, incluida una explosión gigantesca que se acompaña de un aumento breve pero fantásticamente grande del brillo. Vista desde la Tierra, una supernova aparece tan a menudo como una nueva estrella era cuando en realidad corresponde a la desaparición de una estrella.
Las supernovas b son eventos raros a escala humana: su tasa se estima en alrededor de uno a tres por siglo en la Vía Láctea.
Cabe señalar que no se ha observado ninguna supernova en nuestra galaxia, la Vía Láctea, desde la invención del telescopio. El más cercano observado desde entonces es SN 1987A , que ocurre en una galaxia cercana, la Gran Nube de Magallanes.
Tenían y siguen desempeñando un papel esencial en la historia del Universo , porque es durante su explosión en supernova que la estrella libera los elementos químicos que ha sintetizado durante su existencia, y durante La misma explosión – para ser difundida en el medio interestelar . Además, la onda de choque de la supernova promueve la formación de nuevas estrellas al causar o acelerar la contracción de las regiones del medio interestelar.
El proceso detrás de una supernova es extremadamente breve: dura unos pocos milisegundos. En cuanto al resto del fenómeno luminoso, puede durar varios meses. Con el brillo máximo de la explosión, la magnitud absoluta de la estrella puede alcanzar -19 1 , lo que lo convierte en un objeto más brillante de varios órdenes de magnitud que las estrellas más brillantes: durante este período, la supernova puede “irradiar más energía” (y, por lo tanto, tener mayor poder ) que una o más galaxias conjunto.
Esta es la razón por la cual una supernova que ocurre en nuestra propia galaxia, o incluso en una galaxia cercana, a menudo es visible a simple vista, incluso a la luz del día. Varias supernovas históricas han sido descritas en momentos que a veces son muy antiguos; hoy en día, estas apariciones de “nuevas estrellas” se interpretan como supernovas. (Ver Articulo: Supernova)
En realidad, hay dos mecanismos muy distintos que producen una supernova: los primeros resultados de la explosión termonuclear de un cadáver de estrella llamada enana blanca , el segundo de la implosión de una estrella masiva que todavía es la sede de las reacciones. En el momento de la implosión. Esta implosión es responsable de la dislocación de las capas externas de la estrella.
El primer mecanismo se llama supernova termonuclear, la segunda supernova con colapso del corazón. Un tercer mecanismo, aún incierto, pero parecido al segundo, es probable que ocurra en las estrellas más masivas. Se llama supernova por producción par.. Históricamente, las supernovas se clasificaron según sus características espectroscópicas. Esta clasificación no es muy relevante desde el punto de vista físico. Solo las supernovas de tipo Ia (pronunciadas como “1a”) son termonucleares, todas las demás son colapsantes.
El material expulsado por una supernova se expande en el espacio, formando un tipo de nebulosa llamada remanente de supernova. La vida útil de este tipo de nebulosa es relativamente limitada, el material se expulsa a una velocidad muy alta (varios miles de kilómetros por segundo), el remanente se disipa relativamente rápido a la escala astronómica, en unos pocos cientos de miles de años.
La nebulosa Gum o los encajes Swan son ejemplos de remanentes de supernova en este avanzado estado de dilución en el medio interestelar. La Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo de un remanente joven: el estallido de la explosión que lo originó llegó a la Tierra.
Enana Blanca
Es un objeto celeste de alta densidad, resultado de la evolución de una estrella de masa moderada (8 a 10 masas solares máximo 4) después de la fase donde ocurren las reacciones termonucleares. Este objeto tiene un tamaño muy pequeño en comparación con una estrella, y durante mucho tiempo mantiene una temperatura superficial alta , de ahí su nombre de “enana blanca”.
Una enana blanca típicamente tiene una masa más baja, aunque comparable a la del Sol por un volumen similar al de la Tierra. Su densidad es, por lo tanto, del orden de una tonelada por centímetro cúbico, varias decenas de miles de veces mayor que la de los materiales observados en la Tierra.
La temperatura de su superficie, que inicialmente puede superar los 100,000 Kelvin , proviene del calor almacenado por su estrella madre, el calor cuya transferencia de calor es muy lenta debido a la pequeña superficie de la estrella 5. También es debido a esta pequeña superficie que, a pesar de su alta temperatura, el brillo de una enana blanca permanece limitado a un valor del orden de una milésima de brillo solar y disminuye con el tiempo. (Ver Articulo: Estrella Enana)
