Diferencia entre revisiones de «Gigante roja»
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La ignición del helio pone fin a la fase de gigante roja. Si bien dicho proceso es algo violento, no llega a afectar la integridad de la estrella, la cual proseguirá durante unos millones de años más en una nueva fase estable de [[apelotonamiento rojo]] (''red clump'' en inglés) si su [[metalicidad]] es alta, o de [[rama horizontal]] si su metalicidad es baja, fusionando el nuevo combustible. La estrella vuelve a descender en el diagrama Hertzprung-Russell, pero siempre más luminosa y fría que durante la etapa de secuencia principal.
Las capas externas de las gigantes rojas están poco ligadas gravitacionalmente, por lo que en esta etapa es importante la pérdida de masa. Además, la zona convectiva de las gigantes es muy profunda, así que las [[onda de choque|ondas de choque]] contribuyen a acelerar aún más el viento estelar. Por otro lado, estas estrellas emiten mucho en la parte [[infrarrojo|infrarroja]] del espectro, que sufre mucha absorción por parte del [[polvo estelar]], el cual recibe más impulso y se lo transmite al gas. Finalmente, también una mayor [[metalicidad]] (lo que conlleva una mayor [[Estructura estelar#opacidad en el medio estelar|opacidad]]) provoca mayores expulsiones de materia. La pérdida de masa acumulada entre las fases de gigante roja y de [[rama asintótica gigante|gigante asintótica]] se estima en entre el 40 y el 60 % de la masa total inicial de la estrella.
Esta baja densidad de sus capas exteriores también se traduce en que son estrellas que carecen un limbo (es decir, de una [[fotosfera]]) bien definido. En su lugar el cuerpo de la estrella se transforma de modo muy gradual en una [[corona solar|corona]] al ir alejándose de su centro.
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