astro.wikisort.org - Ciencia

Una estrella gigante (giant star en inglés) 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 está entre 10 y 100 veces el radio solar y su luminosidad está 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]

Formación

Una estrella se convierte en gigante cuando no le queda 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 el mencionado límite inferior, cuando ha consumido todo el hidrógeno en su núcleo para la fusión, dicho núcleo de helio inerte empieza a contraerse mientras que el hidrógeno sigue fusionándose en helio en una cáscara que rodea a aquel. Al mismo tiempo, la envoltura de la estrella se expande y enfría. 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. Al llegar a un límite inferior crítico para la temperatura superficial, la estrella se ve obligada a aumentar su volumen y luminosidad a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constante; en otras palabras, la estrella asciende por la rama gigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta etapa la estrella se ha convertido en una gigante roja; mientras tanto, el núcleo continúa contrayéndose y aumentando su temperatura.[6]

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.[8] 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.[9]

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.[10] Si la masa de la estrella no supera las 8-10 masas solares, agotará el helio de su núcleo para empezar a fusionarlo en una cáscara alrededor del mismo. De nuevo, aumentará su tamaño y luminosidad, subiendo por 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.[11] Si la masa de la estrella es la suficiente como para iniciar la fusión del carbono (más de 8-10 masas solares),[12] la estrella no aumentará excesivamente su luminosidad al abandonar la secuencia principal, pero sí se volverá más roja. Pueden llegar a evolucionar en supergigantes rojas o, si existe pérdida de masa, en supergigantes azules.[13][2] En última instancia se convertirán en enanas blancas compuestas por oxígeno y neón, o explotarán como supernovas de tipo II para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.[14]

Ejemplos

En la siguiente tabla se listan algunas estrellas gigantes de distintos tipos espectrales, ordenadas de mayor a menor temperatura.

Nombre	Denominación de Bayer	Tipo espectral
Hatysa	ι Orionis	O9 III
Bellatrix	γ Orionis	B2 III
Alcíone	η Tauri	B7 IIIe
Askella A	ζ Sagittarii A	A2 III
Gamma Herculis	γ Herculis	A9 III
Polaris Australis	σ Octantis	F0 III
Subra A	ο Leonis	F6 III
Kitalpha A	α Equulei	G0 III
Vindemiatrix	ε Virginis	G8 IIIab
Kaus Borealis	λ Sagittarii	K1 IIIb
Etamin	γ Draconis	K5 III
Menkar	α Ceti	M1.5 IIIa
R Leonis		M8 IIIe

Estrellas gigantes más próximas a la Tierra

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

Nombre	Denominación de Bayer	Tipo espectral	Distancia (años luz)	Radio (RSol)
Pólux	β Geminorum	K0 IIIb	33,7	10
Arturo	α Bootis	K1.5 IIIpe	36,7	25
Capella*	α Aurigae	G8 III/G1 III	42,2	12,2 / 9
Ras Alhague	α Ophiuchi	A5 III	46,7	2,5
Menkent	θ Centauri	K0 IIIb	60,9	11
Rho Puppis	ρ Puppis	F6 III	62,7	3,6
Ni2 Canis Majoris**	ν2 Canis Majoris	K1 III	64,7	6
Aldebarán	α Tauri	K5 III	65,1	44
Wei	ε Scorpii	K1 III	65,4	15
Hamal	α Arietis	K2 IIICa	65,9	15

* Capella es un sistema estelar compuesto por dos estrellas gigantes | ** Ni2 Canis Majoris figura catalogada como subgigante en la base de datos SIMBAD

Fuente: Giant and subgiant stars within 100 ly. Solstation

Referencias

Bibliografía

• Hartquist, T. W.; Dyson, J. E.; Ruffle, D. P. (2004). Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions. New York: Oxford University Press. ISBN 0-19-513054-5.
• Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester, UK: John Wiley & Sons. ISBN 0-470-09219-X.

Véase también

• Gigante roja
• Gigante azul
• Gigante naranja
• Supergigante
• Hipergigante

На других языках

---

[de] Riesenstern

Ein Riesenstern (oder einfach nur Riese) ist ein Stern mit extrem großem Durchmesser und extrem großer Leuchtkraft. Er ist das zweite Stadium der Sternentwicklung von sonnenähnlichen Sternen, in das er nach einem langlebigen Gleichgewichtszustand (Hauptreihen- oder „eigentlicher“ Zwergstern) eintritt. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) befinden sich die Riesensterne bei gleicher Oberflächentemperatur oberhalb der Hauptreihe.[1] In der Regel haben Riesen einen Radius zwischen 10 und 100 Sonnenradien bei einer Helligkeit, die zwischen dem 10- und 1000-fachen unserer Sonne liegt.

---

- [es] Estrella gigante

---

[ru] Звезда-гигант

Гига́нт — тип звёзд с большим радиусом и высокой светимостью[1]. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности, но меньше, чем у сверхгигантов[2][3], и в Йеркской спектральной классификации такие звёзды имеют спектральные классы II и III[4].

---

---