PROFILPELAJAR.COM

Xigante colorada
	tipu d'oxetu astronómicu

Una xigante colorada ye una estrella xigante de masa baxo o entemedia (menos de 8-9 mases solares) que, en consumiendo'l hidróxenu nel so nucleu mientres la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en heliu por fusión nuclear, empieza a quemar hidróxenu nun pulgu alredor del nucleu d'heliu inerte. Esto tien como primer efeutu un aumentu del volume de la estrella y un enfriamientu de la so superficie, polo que'l so color tórnase acoloratáu. Nesa fase previa a la de xigante colorada, la estrella recibe'l nome de subxigante. Nun momentu dau, l'atmósfera de la estrella algama un valor mínimu críticu de la temperatura per debaxo del cual yá nun puede baxar, lo qu'obliga a la estrella a aumentar la so lluminosidá y volume a temperatura superficial (esto ye, color) práuticamente constantes; la estrella encher hasta algamar un radiu típicu d'unos 100 millones de km: la estrella convirtióse asina nuna xigante colorada. En tou este proceso la enerxía emitida pola xigante provién del mentáu pulgu y de la conversión d'enerxía gravitatoria en calor pol teorema del virial.

Procesu de formación

Mientres la etapa de secuencia principal, a midida que les reacciones termonucleares producen heliu, ésti va atropando nel centru d'una estrella pol so mayor densidá (ye más pesáu que l'hidróxenu). Conforme l'hidróxenu va consumiéndose fundiéndose n'heliu, al llegar a una cantidá crítica d'heliu (llende de Schoenberg-Chandrasekhar) la presión interna va menguando y la estrella reacciona estruyéndose y calecer un pocu más hasta llegar a imposibilitar la fusión del pocu hidróxenu restante nel so centru. Dizse entós que la estrella haise envelenáu por heliu. Escosáu yá l'hidróxenu, el nucleu d'heliu nun puede frenar el pesu de la estrella y empieza a estruyise, desencadenando'l tresformamientu de la estrella nuna xigante colorada.

Si la estrella ye lo suficientemente pocu masiva (M < 2,5 mases solares) el gas d'electrones llibres dexeneraos detién en parte la compresión. La temperatura aumenta hasta'l puntu de ignición del heliu, en redol a los 100 millones de graos. Nes estrelles más masives que la llende mentada (M > 2,5 mases solares) esta transición asocede selemente yá que el gas apenes si dexeneróse cuando'l nucleu enciéndese. Nes estrelles de masa ente 0,5 y 2,5 mases solares, sicasí, el nucleu ta parcialmente dexeneráu ya intensifica les sos reacciones al empar qu'aumenta la so temperatura. Sigue asina hasta que, de golpe, torna al réxime de gas ideal lo que produz un ádene térmicu con una potente esplosión na que se lliberar enerxíes comparables a les d'una supernova, pero que nun fai apeligrar la integridá de la estrella pos la mayor parte de dicha enerxía ye emplegada n'esaniciar la dexeneración electrónica: ye'l flax del heliu.^[1] Finalmente, nes estrelles de menor masa (M < 0,5 mases solares), la temperatura central nunca ye lo suficientemente alta como por que se produza la fusión del heliu. Sicasí, la evolución de diches estrelles ye tan lenta qu'inda nun hubo tiempu dende la formación del universu por que una estrella aisllada d'esa masa evolucionara a una xigante colorada.

La ignición del heliu pon fin a la fase de xigante colorada. Magar dichu procesu ye daqué violentu, nun llega a afectar la integridá de la estrella, que va prosiguir mientres unos millones d'años más nuna nueva fase estable d'agrupamientu bermeyu (red clump n'inglés) si'l so metalicidá ye alta, o de caña horizontal si'l so metalicidá ye baxa, fundiendo'l nuevu combustible. La estrella vuelve baxar na diagrama Hertzprung-Russell, pero siempres más lluminosa y fría que mientres la etapa de secuencia principal.

Les capes esternes de les xigantes coloraes tán pocu amestaes gravitacionalmente, polo que nesta etapa ye importante la perda de masa. Amás, la zona convectiva de les xigantes ye bien fonda, asina que les ondes de choque contribúin a acelerar entá más el vientu estelar. Per otru llau, estes estrelles emiten enforma na parte infrarroxa del espectru, que sufre muncha absorción per parte del polvu estelar, que recibe más impulsu y tresmitir al gas. Finalmente, tamién una mayor metalicidá (lo que trai una mayor opacidá) provoca mayores espulsiones de materia. La perda de masa acumulao ente les fases de xigante colorada y de xigante asintótica envalórase n'ente'l 40 y el 60% de la masa total inicial de la estrella.

Esta baxa densidá de les sos capes esteriores tamién se traduz en que son estrelles qu'escarecen un llimbu (esto ye, d'una fotosfera) bien definíu. Nel so llugar el cuerpu de la estrella tresformar de manera bien gradual nuna corona al dir alloñar del so centru.

Ye tamién notable que, a diferencia de lo qu'asocede n'estrelles pequeñes como'l nuesu Sol onde esisten ensame de célules convectivas (gránulos solares), una xigante colorada namái tien un pequeñu númberu d'elles -pero de gran tamañu-, considerándose esta traza como la causa de les sos variaciones de rellumu.^[2]

Otru efeutu característicu nes xigantes coloraes ye'l llamáu primer dragáu (first dredge-up n'inglés). Al espandise la estrella, la zona convectiva estender dende una rexón onde l'hidróxenu foi parcialmente reprocesado n'heliu hasta les capes más esternes, polo que dichu material reprocesado ye treslladáu hasta la superficie. Esti cambéu nes bayures superficiales ye potencialmente observable, y manifiéstase como una diferencia coles bayures superficiales d'estrelles de la secuencia principal cola mesma metalicidá inicial.

Finalmente, convien esclariar que la descripción d'una xigante colorada qu'apaez equí ye relativamente moderna. Orixinalmente, cuando entá nun s'entendíen con exactitú los distintos procesos qu'asocedíen nes últimes fases de la vida d'una estrella, el términu xigante colorada englobaba amás les fases posteriores d'agrupamientu bermeyu/caña horizontal y de xigante asintótica. Lo que ye inda ciertu si en cuenta de falar de fases evolutives cinximos a les clases de lluminosidá del sistema MKK, toes eses estrelles son de clase de lluminosidá III, esto ye, xigantes.

Posible habitabilidad

Anque davezu asumir que la conversión d'una estrella en xigante colorada va convertir la so sistema planetariu, si esiste, en inhabitable, dellos estudios suxeren que mientres la estrella evoluciona convirtiéndose nési tipu d'astru podría allugar una zona habitable, que -pa una estrella cola masa del Sol- estender ente 2 y 9 unidaes astronómiques de la estrella, durando a la menor alloña dellos miles de millones d'años y a la mayor 100 millones d'años, tiempu seique abondu por que la vida pudiera desenvolvese nun planeta fayadizu pa ello a ésa distancia. Una vegada que la estrella abandona la fase de la xigante colorada, mientres funde heliu nel so nucleu cómo estrella de la caña horizontal/agrupamientu bermeyu fundiendo heliu nel nucleu, hai otros mil millones d'años extra de habitabilidad nuna franxa ente que s'estiende ente 7 y 22 unidaes astronómiques -tamién pa una estrella cola masa del Sol-.^[3]

El Sol como xigante colorada

Dependiendo de los modelos utilizaos pa estudiar la so evolución futura, envalórase que dientro d'unos 5^[4]-6^[5] mil millones d'años el Sol, en fundiendo tol hidróxenu del so nucleu, va tresformar nuna xigante colorada, procesu que va llevar aproximao 600 millones d'años^[5] y, en que'l so curso casi verdaderamente va taramiar a Mercuriu y a Venus, y probablemente a la Tierra amás poco primero de algamar el so tamañu y lluminosidá máximes.,^[4]^[6] aportando a acordies coles últimes estimaciones casi 260 vegaes mayor y 2.700 vegaes más lluminosu de lo que ye güei.^[4]

Referencies

↑ [1], Midíes sobre'l sol (inglés)
↑ Schwarzschild, Martin (1975). «On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants.». Astrophysical Journal 195: páxs. 137-144. doi:10.1086/153313. Bibcode: 1975ApJ...195..137S.
↑ Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (2005). «Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?». The Astrophysical Journal 627: páxs. 974–985. Bibcode: http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...627..974L.
↑ ^4,0 ^4,1 ^4,2 Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): páxs. 155–163. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S.
↑ ^5,0 ^5,1 Sackmann, I. -Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (1987). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal 418: páxs. 457. doi:10.1086/173407. Bibcode: 1987ApJ...317..724D.
↑ [2], Artículu n'inglés qu'esplica la sobrevivencia de la Tierra.