FANDOM


Archivo:HR-diag-no-text.svg
Una estrella gigante es una estrella con un radio y una luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de la secuencia principal con la misma temperatura superficial.[1] Típicamente, su radio será entre 10 y 100 veces mayor que el radio solar y su luminosidad entre 10 y 1000 veces la del Sol. Aquellas estrellas más luminosas que las estrellas gigantes se llaman supergigantes e hipergigantes.[2][3] Debido a su gran tamaño y luminosidad, las estrellas gigantes se sitúan por encima de la secuencia principal (clase V en la clasificación por luminosidad de Yerkes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, correspondiendo a las clases de luminosidad II y III.[4]

FormaciónEditar

Una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo, y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal.[4] Una estrella con una masa inicial inferior a 0,4 masas solares nunca será una estrella gigante. Estas estrellas tienen su interior muy mezclado por convección y por ello continúan la fusión del hidrógeno hasta que se agota en toda la estrella; a partir de ahí se convierten en una enana blanca compuesta fundamentalmente de helio. No obstante, la teoría predice que la duración de este proceso es mayor que la edad actual del universo.[5]

Si una estrella es más masiva que este límite inferior, cuando ha consumido todo el hidrógeno en su núcleo para la fusión, el núcleo empezará a contraerse. El hidrógeno se transforma en helio en una capa en torno al núcleo enriquecido en helio, mientras que las capas exteriores de la estrella se expanden y se enfrían. En esta etapa de la evolución estelar, denominada rama subgigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la luminosidad de la estrella apenas aumenta mientras su temperatura superficial disminuye. Finalmente la estrella comenzará a ascender la rama gigante roja en el diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta etapa la estrella se habrá convertido en una gigante roja, y su temperatura superficial permanecerá aproximadamente constante mientras su radio y luminosidad aumentan de forma importante. El núcleo continúa contrayéndose y aumentando su temperatura.[6], § 5.9.

Se cree que si la masa de la estrella, durante su etapa en la secuencia principal, es inferior a 0,5 masas solares, no se alcanzarán la temperaturas necesarias para que se produzca la fusión del helio.[7], p. 169. Por el contrario, si la temperatura en el núcleo alcanza los 108 K, el helio empezará a transformarse en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa.[6],§ 5.9, cap 6. La energía generada por la fusión del helio hace que el núcleo se expanda. Esto hace que la presión disminuya en la capa que rodea al núcleo donde el hidrógeno se transforma, decreciendo el ritmo de producción de energía. La luminosidad de la estrella disminuye, sus capas exteriores se contraen nuevamente, y la estrella abandona la rama gigante roja.[8]

La evolución posterior dependerá de la masa de la estrella. Si no es muy masiva, se la encontrará en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell, o su posición en el diagrama se moverá en bucles.[6], cap 6. Si la masa de la estrella no supera las 8 masas solares aproximadamente, agotará el helio de su núcleo para empezar a fundir el helio alrededor del mismo. De nuevo, aumentará su tamaño y luminosidad, en la llamada rama asintótica gigante del diagrama de Hertzsprung-Russell. Una vez que la estrella se ha despojado de la mayor parte de su masa, su núcleo formará una enana blanca de carbono-oxígeno.[6], § 7.1–7.4. Si la masa de la estrella es suficiente para iniciar la fusión del carbono (más de 8 masas solares aproximadamente),[6], p. 189 la estrella no aumentará excesivamente su luminosidad al abandonar la secuencia principal, pero sí se volverá más roja. Pueden llegar a ser supergigantes rojas o, si existe pérdida de masa, supergigantes azules.[9], pp. 33–35;  [2] En última instancia se convertirán en enanas blancas compuestas por oxígeno y neón, o colapsarán como supernovas de tipo II para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.[6], § 7.4.4–7.8.

Ejemplos Editar

En la siguiente tabla se recogen estrellas gigantes de los distintos tipos espectrales ordenadas de mayor a menor temperatura.

NombreDenominación de BayerTipo espectral
Hatysa ι OrionisO9 III
Bellatrix γ OrionisB2 III
Alcíone η TauriB7 IIIe
Askella A ζ Sagittarii AA2 III
Gamma Herculis γ HerculisA9 III
Polaris Australis σ OctantisF0 III
Subra A ο LeonisF6 III
Sham α SagittaeG1 II
Vindemiatrix ε VirginisG8 IIIab
Kaus Borealis λ SagittariiK1 IIIb
Etamin γ DraconisK5 III
Menkar α CetiM1.5 IIIa
R Leonis M8 IIIe

Estrellas gigantes más próximas a la Tierra Editar

En la siguiente tabla figuran las diez estrellas gigantes más próximas a la Tierra.

NombreDenominación de BayerTipo espectralDistancia (años luz)Radio (RSol)
Pólux β GeminorumK0 IIIb33,710
Arturo α BootisK1.5 IIIpe36,725
Capella* α AurigaeG8 III/G1 III42,212,2 / 9
Ras Alhague α OphiuchiA5 III46,72,5
Menkent θ CentauriK0 IIIb60,911
Rho Puppis ρ PuppisF6 III62,73,6
Ni2 Canis Majoris ν2 Canis MajorisK1 III64,76
Aldebarán α TauriK5 III65,144
Wei ε ScorpiiK1 III65,415
Hamal α ArietisK2 IIICa65,915
* Capella es un sistema estelar con dos estrellas gigantes

Fuente: Giant and subgiant stars within 100 ly. Solstation

ReferenciasEditar

Plantilla:Reflist

Véase también Editar

fr:Géante id:Bintang raksasa it:Stella gigante lv:Milzu zvaigzne lb:Risestärsk:Obor (hviezda) sl:Zvezda orjakinja fi:Jättiläistähti tr:Dev yıldız zh:巨星


Error en la cita: Existen etiquetas <ref>, pero no se encontró una etiqueta <references />

¡Interferencia de bloqueo de anuncios detectada!


Wikia es un sitio libre de uso que hace dinero de la publicidad. Contamos con una experiencia modificada para los visitantes que utilizan el bloqueo de anuncios

Wikia no es accesible si se han hecho aún más modificaciones. Si se quita el bloqueador de anuncios personalizado, la página cargará como se esperaba.

También en FANDOM

Wiki al azar