Diferencia entre revisiones de «Gigante roja»
Contenido eliminado Contenido añadido
m bot: -aun menos +aún menos |
|||
Línea 6:
[[Archivo:Stellar evolutionary tracks.gif|thumb|400px|[[Diagrama de Hertzsprung-Russell]] en el que se han representado las trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas; las fases de gigante roja para estrellas de masa baja e intermedia están señaladas con GR.]]
Durante lo que es la etapa de secuencia principal, a medida que las reacciones termonucleares producen helio, éste se va acumulando en el centro de una estrella por su mayor densidad (es más pesado que el hidrógeno). Conforme el hidrógeno va consumiéndose fusionándose en helio, al llegar a una cantidad crítica de helio (límite de Schoenberg-Chandrasekhar) la presión interna va disminuyendo y la estrella reacciona comprimiéndose y calentándose un poco más hasta llegar a imposibilitar la fusión del poco hidrógeno restante en su centro. Se dice entonces que la estrella se ha ''envenenado'' por helio. Agotado ya el hidrógeno, el núcleo de helio no puede frenar el peso de la estrella y empieza a comprimirse, desencadenando la transformación de la estrella en una gigante roja.
Si la estrella es lo suficientemente poco masiva (M < 2,5 masas solares) el gas de [[electrón|electrones]] libres [[materia degenerada|degenerados]] detiene en parte la compresión. La temperatura aumenta hasta el punto de ignición del helio, en torno a los 100 millones de grados. En las estrellas más masivas que el límite mencionado (M > 2,5 masas solares) esta transición sucede suavemente ya que el gas apenas si se ha degenerado cuando el núcleo se enciende. En las estrellas de masa entre 0,5 y 2,5 masas solares, en cambio, el núcleo está parcialmente degenerado e intensifica sus reacciones a la vez que aumenta su temperatura. Sigue así hasta que, de golpe, regresa al régimen de [[gas ideal]] lo que produce un alud térmico con una potente explosión en la que se liberan energías comparables a las de una [[supernova]], pero que no hace peligrar la integridad de la estrella pues la mayor parte de dicha energía es empleada en eliminar la degeneración electrónica: es el ''[[flash del helio]]''.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S], Mediciones sobre el sol (inglés)</ref> Finalmente, en las estrellas de menor masa (M < 0,5 masas solares), la temperatura central nunca es lo suficientemente alta como para que se produzca la fusión del helio. No obstante, la evolución de dichas estrellas es tan lenta que todavía no ha habido tiempo desde la formación del universo para que una estrella aislada de esa masa haya evolucionado a una gigante roja.
Línea 29:
}}</ref>
Al expandirse la estrella, la zona convectiva,, se extiende desde una región donde el hidrógeno ha sido parcialmente reprocesado en helio hasta las capas más externas, por lo que dicho material reprocesado es trasladado hasta la superficie. Este cambio en las abundancias superficiales es potencialmente observable, y se manifiesta como una diferencia con las abundancias superficiales de estrellas de la [[secuencia principal]] con la misma [[metalicidad]] inicial.
Finalmente, conviene aclarar que la descripción de una gigante roja que aparece aquí es relativamente moderna. Originalmente, cuando aún no se comprendían con exactitud los distintos procesos que ocurrían en las últimas fases de la vida de una estrella, el término '''gigante roja''' englobaba además las fases posteriores de [[apelotonamiento rojo]]/[[rama horizontal]] y de [[rama asintótica gigante|gigante asintótica]]. Lo que es todavía cierto si en vez de hablar de fases evolutivas nos ceñimos a las [[Tipo espectral|clases de luminosidad del sistema MKK]], todas esas estrellas son de clase de luminosidad III, esto es, gigantes.
| |||