Estrella gigante

Para una estrella con una masa superior a aproximadamente 0,25 masas solares ( M☉ ), una vez _que el núcleo se agota de hidrógeno , se contrae y se calienta de tal manera que el hidrógeno comienza a fusionarse en una capa alrededor del núcleo. La porción de la estrella fuera de la capa se expande y se enfría, pero con solo un pequeño aumento en la luminosidad, y la estrella se convierte en una subgigante . El núcleo inerte de helio continúa creciendo y aumentando su temperatura a medida que acumula helio de la capa, pero en estrellas de hasta aproximadamente 10-12 M☉ no se calienta lo suficiente como para comenzar la combustión del helio (las estrellas de mayor masa son supergigantes y evolucionan de manera diferente). En cambio, después de solo unos pocos millones de años, el núcleo alcanza el _límite de Schönberg-Chandrasekhar , colapsa rápidamente y puede volverse degenerado. Esto hace que las capas exteriores se expandan aún más y genera una fuerte zona convectiva que lleva elementos pesados ​​a la superficie en un proceso llamado primer dragado . Esta fuerte convección también aumenta el transporte de energía a la superficie, la luminosidad aumenta drásticamente y la estrella pasa a la rama de las gigantes rojas donde quemará hidrógeno de forma estable en una envoltura durante una fracción sustancial de toda su vida (aproximadamente el 10% para una estrella similar al Sol). El núcleo continúa ganando masa, contrayéndose y aumentando su temperatura, mientras que hay cierta pérdida de masa en las capas exteriores. ^{[ 6 ] , § 5.9.} 

_{Si la masa de la estrella, cuando se encontraba} en la secuencia principal, era inferior a aproximadamente 0,4 M☉ , nunca alcanzará las temperaturas centrales necesarias para fusionar helio . ^{[ 7 ] , pág. 169.} Por lo tanto, seguirá siendo una gigante roja que fusiona hidrógeno hasta que se le agote el hidrógeno, momento en el que se convertirá en una enana blanca de helio . ^{[ 6 ] , § 4.1, 6.1.} Según la teoría de la evolución estelar, ninguna estrella de masa tan baja puede haber evolucionado hasta esa etapa dentro de la edad del Universo.  

En estrellas de más de aproximadamente 0,4 M _☉ la temperatura del núcleo eventualmente alcanza 10 ⁸ K y el helio comenzará a fusionarse en carbono y oxígeno en el núcleo por el proceso triple alfa . ^{[ 6 ] ,§ 5.9, capítulo 6.} Cuando el núcleo es degenerado, la fusión de helio comienza explosivamente , pero la mayor parte de la energía se destina a levantar la degeneración y el núcleo se vuelve convectivo. La energía generada por la fusión de helio reduce la presión en la capa circundante de combustión de hidrógeno, lo que reduce su tasa de generación de energía. La luminosidad general de la estrella disminuye, su envoltura exterior se contrae de nuevo y la estrella pasa de la rama de gigante roja a la rama horizontal . ^{[ 6 ] [ 8 ] , capítulo 6.} 

_{Cuando se agota el helio del} núcleo, una estrella de hasta aproximadamente 8 M☉ tiene un núcleo de carbono-oxígeno que se degenera y comienza a quemar helio en una envoltura. Al igual que con el colapso anterior del núcleo de helio, esto inicia la convección en las capas exteriores, desencadena un segundo dragado y causa un aumento drástico en tamaño y luminosidad. Esta es la rama gigante asintótica (AGB), análoga a la rama de las gigantes rojas pero más luminosa, con una envoltura de combustión de hidrógeno que aporta la mayor parte de la energía. Las estrellas solo permanecen en la AGB durante alrededor de un millón de años, volviéndose cada vez más inestables hasta que agotan su combustible, pasan por una fase de nebulosa planetaria y luego se convierten en una enana blanca de carbono-oxígeno. ^{[ 6 ] , § 7.1–7.4.} 

Las estrellas de la secuencia principal con masas superiores a unas ₁₂ M☉ ya son muy luminosas y se desplazan horizontalmente a través del diagrama HR al abandonar la secuencia principal, convirtiéndose brevemente en gigantes azules antes de expandirse aún más hasta convertirse en supergigantes azules. Comienzan a quemar helio en su núcleo antes de que este se degenere y se desarrollan suavemente hasta convertirse en supergigantes rojas sin un fuerte aumento de luminosidad. En esta etapa, tienen luminosidades comparables a las de las estrellas AGB brillantes, aunque poseen masas mucho mayores, pero su luminosidad seguirá aumentando a medida que queman elementos más pesados ​​y, finalmente, se convertirán en una supernova. 

Las estrellas en el rango _de 8 a 12 M☉ tienen propiedades intermedias y se las ha denominado estrellas super-AGB. ^{[ 9 ]} En general, siguen las trayectorias de las estrellas más ligeras a través de las fases RGB, HB y AGB, pero son lo suficientemente masivas como para iniciar la combustión del carbono en el núcleo e incluso cierta combustión de neón. Forman núcleos de oxígeno-magnesio-neón, que pueden colapsar en una supernova de captura de electrones, o pueden dejar tras de sí una enana blanca de oxígeno-neón. 

Las estrellas de secuencia principal de tipo O ya son muy luminosas. La fase gigante para estas estrellas es una fase breve de tamaño y luminosidad ligeramente mayores antes de desarrollar una clase de luminosidad espectral de supergigante.  Las gigantes de tipo O pueden ser más de cien mil veces más luminosas que el Sol, más brillantes que muchas supergigantes. La clasificación es compleja y difícil, con pequeñas diferencias entre las clases de luminosidad y un rango continuo de formas intermedias. Las estrellas más masivas desarrollan características espectrales gigantes o supergigantes mientras aún queman hidrógeno en sus núcleos, debido a la mezcla de elementos pesados ​​en la superficie y a la alta luminosidad, que produce un potente viento estelar y provoca la expansión de la atmósfera estelar.

Una estrella cuya masa inicial sea menor a aproximadamente 0,25 M☉ no se convertirá en una estrella gigante. Durante la mayor parte de su vida, el interior de estas estrellas se mezcla completamente por _convección , por lo que pueden seguir fusionando hidrógeno durante un tiempo superior a 10 ¹² años, mucho más que la edad actual del Universo . Se vuelven constantemente más calientes y luminosas durante este tiempo. Finalmente desarrollan un núcleo radiactivo, agotando posteriormente el hidrógeno en el núcleo y quemándolo en una capa que lo rodea. (Las estrellas con una masa superior a 0,16 M _☉ pueden expandirse en este punto, pero nunca se volverán muy grandes). Poco después, el suministro de hidrógeno de la estrella se agotará por completo y se espera que se convierta en una enana blanca de helio , ^{[ 10 ]} aunque el universo es demasiado joven para que exista alguna estrella de ese tipo todavía, por lo que nunca se ha observado ninguna estrella con esa historia. 

Las subgigantes constituyen una clase de luminosidad espectroscópica (IV) completamente distinta a la de las gigantes, pero comparten muchas características con ellas. Si bien algunas subgigantes son simplemente estrellas de la secuencia principal con una luminosidad superior a la normal debido a variaciones químicas o a su edad, otras representan una trayectoria evolutiva distinta hacia las verdaderas gigantes.

Ejemplos:

• Gamma Geminorum (γ Gem), una subgigante de tipo A;
• Eta Bootis (η Boo), una subgigante de tipo G.
• Delta Scorpii (δ Sco), una subgigante de tipo B.

Las gigantes brillantes son estrellas de clase de luminosidad II en la clasificación espectral de Yerkes . Son estrellas que se encuentran en el límite entre gigantes ordinarias y supergigantes , según la apariencia de sus espectros. ^{[ 11 ]} La clase de luminosidad de gigantes brillantes se definió por primera vez en 1943. ^{[ 12 ]}

Entre las estrellas más conocidas que se clasifican como gigantes brillantes se incluyen:

• Canopus
• Albireo
• Theta Escorpio
• Beta Draconis
• Alfa Hércules
• Gamma Canis Majoris

Dentro de cualquier clase de luminosidad gigante, las estrellas más frías de clase espectral K, M, S y C (y a veces algunas estrellas de tipo G ^{[ 13 ]} ) se denominan gigantes rojas. Las gigantes rojas incluyen estrellas en varias fases evolutivas distintas de sus vidas: una rama principal de gigantes rojas (RGB); una rama horizontal roja o cúmulo rojo ; la rama asintótica de gigantes (AGB), aunque las estrellas AGB suelen ser lo suficientemente grandes y luminosas como para ser clasificadas como supergigantes; y a veces otras estrellas frías grandes como las estrellas inmediatamente posteriores a la AGB . Las estrellas RGB son, con mucho, el tipo más común de estrella gigante debido a su masa moderada, vidas estables relativamente largas y luminosidad. Son la agrupación de estrellas más obvia después de la secuencia principal en la mayoría de los diagramas HR, aunque las enanas blancas son más numerosas pero mucho menos luminosas.

Ejemplos:

• Pollux , un gigante de tipo K.
• Epsilon Ophiuchi , una gigante roja de tipo G. ^{[ 13 ]}
• Arcturus (α Boötis), un gigante de tipo K.
• Aldebarán , un gigante de tipo K
• R Doradus , un gigante de tipo M.
• Mira (ο Ceti), una gigante de tipo M y prototipo de variable Mira.
• Chi Cygni , un gigante de tipo S.
• TX Piscium , una gigante de tipo C ( estrella de carbono ).

Las estrellas gigantes con temperaturas intermedias (clase espectral G, F y al menos algunas A) se denominan gigantes amarillas. Son mucho menos numerosas que las gigantes rojas, en parte porque solo se forman a partir de estrellas con masas algo mayores y en parte porque pasan menos tiempo en esa fase de su vida. Sin embargo, incluyen varias clases importantes de estrellas variables. Las estrellas amarillas de alta luminosidad son generalmente inestables, lo que da lugar a la franja de inestabilidad en el diagrama HR, donde la mayoría de las estrellas son variables pulsantes. La franja de inestabilidad se extiende desde la secuencia principal hasta las luminosidades de las hipergigantes, pero en las luminosidades de las gigantes existen varias clases de estrellas variables pulsantes:

• Variables RR Lyrae , estrellas pulsantes de clase A (a veces F) de rama horizontal con períodos inferiores a un día y amplitudes de una magnitud menor;
• Variables W Virginis , variables pulsantes más luminosas también conocidas como cefeidas de tipo II, con períodos de 10 a 20 días;
• Variables cefeidas de tipo I , aún más luminosas y en su mayoría supergigantes, con períodos aún más largos;
• Las variables Delta Scuti incluyen estrellas subgigantes y de la secuencia principal.

Las gigantes amarillas pueden ser estrellas de masa moderada que evolucionan por primera vez hacia la rama de las gigantes rojas, o bien estrellas más evolucionadas en la rama horizontal. La evolución hacia la rama de las gigantes rojas es muy rápida, mientras que las estrellas pueden permanecer mucho más tiempo en la rama horizontal. Las estrellas de la rama horizontal, con más elementos pesados ​​y menor masa, son más inestables.

Ejemplos:

• Sigma Octantis (σ Octantis), una gigante de tipo F y una variable Delta Scuti;
• Capella Aa (α Aurigae Aa), un gigante de tipo G.
• Beta Corvi (β Corvi), una gigante brillante de tipo G.

Las gigantes más calientes, de clases espectrales O, B y, a veces, A temprana, se denominan gigantes azules . A veces, las estrellas de tipo A y B tardía pueden denominarse gigantes blancas debido a valores B-V más altos (véase ^{[ 14 ]} para K a BV a RGB).

Las gigantes azules constituyen un grupo muy heterogéneo, que abarca desde estrellas de gran masa y alta luminosidad que acaban de abandonar la secuencia principal hasta estrellas de baja masa de la rama horizontal . Las estrellas de mayor masa abandonan la secuencia principal para convertirse en gigantes azules, luego en gigantes azules brillantes y, posteriormente, en supergigantes azules, antes de transformarse en supergigantes rojas. Sin embargo, en las masas más elevadas, la etapa de gigante es tan breve y estrecha que resulta difícil distinguirla de una supergigante azul.

Las estrellas de menor masa que queman helio en su núcleo evolucionan desde gigantes rojas a lo largo de la rama horizontal y luego regresan a la rama asintótica de gigantes , y dependiendo de su masa y metalicidad, pueden convertirse en gigantes azules. Se cree que algunas estrellas post-AGB que experimentan un pulso térmico tardío pueden convertirse en gigantes azules peculiares .

Ejemplos:

• Meissa (λ Orionis A), una gigante de tipo O.
• Alcyone (η Tauri), una gigante de tipo B, la estrella más brillante de las Pléyades ;
• Thuban (α Draconis), un gigante de tipo A.