Estrella xigante

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Ficha d'oxetu celesteEstrella xigante
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Una estrella xigante (giant star n'inglés) ye una estrella con un radiu y una lluminosidá sustancialmente mayores qu'una estrella de la secuencia principal cola mesma temperatura superficial.[1] Típicamente, el so radiu ta ente 10 y 100 vegaes el radiu solar y la so lluminosidá ta ente 10 y 1.000 vegaes la del Sol. Aquelles estrelles más lluminoses que les estrelles xigantes llámense superxigantes y hiperxigantes.[2][3] Por cuenta del so gran tamañu y lluminosidá, les estrelles xigantes asítiense percima de la secuencia principal (clase V na clasificación por lluminosidá de Yerkes) na diagrama de Hertzsprung-Russell, correspondiendo a les clases de lluminosidá II y III.[4]

Formación[editar | editar la fonte]

Una estrella conviértese en xigante cuando s'escosó tol hidróxenu disponible pa la fusión nel so nucleu y como resultáu d'ello, abandonó la secuencia principal.[4] Una estrella con una masa inicial inferior a 0,4 mases solares nunca va ser una estrella xigante. Estes estrelles tienen el so interior bien entemecíu por conveición , poro siguen la fusión del hidróxenu hasta que s'escosa en tola estrella; a partir d'ende conviértense nuna nana blanca compuesta fundamentalmente d'heliu. Sicasí, la teoría prediz que la duración d'esti procesu ye mayor que la edá actual del universu.[5]

Si una estrella ye más masiva que la llende inferior mentada, cuando consumió tol hidróxenu nel so nucleu pa la fusión, talu nucleu d'heliu inerte empieza a contrayese ente que'l hidróxenu sigue fundiéndose n'heliu nuna cáscara qu'arrodia a aquél. Coles mesmes, la envoltura de la estrella espándese y esfrez. Nesta etapa de la evolución estelar, denominada caña subxigante na diagrama de Hertzsprung-Russell, la lluminosidá de la estrella apenes aumenta mientres la so temperatura superficial mengua. Al llegar a una llende inferior crítica pa la temperatura superficial, la estrella vese obligada a aumentar el so volume y lluminosidá a temperatura superficial (esto ye, color) práuticamente constante; n'otres pallabres, la estrella xube pela caña xigante na diagrama de Hertzsprung-Russell. Nesta etapa la estrella convirtióse nuna xigante colorada; mentanto, el nucleu sigue contrayéndose y aumentando la so temperatura.

Créese que si la masa de la estrella, mentanto la so etapa na secuencia principal, ye inferior a 0,5 mases solares, nun se van algamar les temperatures necesaries por que se produza la fusión del heliu., p. 169.[6] Otra manera, si la temperatura nel nucleu algama los 108 K, l'heliu va empezar a tresformase en carbonu y oxíxenu per aciu del procesu triple alfa. La enerxía xenerada pola fusión del heliu fai que'l nucleu s'espanda. Esto fai que la presión amenorgue na capa qu'arrodia al nucleu onde l'hidróxenu tresfórmase, escayendo'l ritmu de producción d'enerxía. La lluminosidá de la estrella mengua, les sos capes esteriores contráense nuevamente, y l'estrella abandona la caña xigante colorada.[7]

La evolución posterior va depender de la masa de la estrella. Si nun ye bien masiva, va atopase na caña horizontal de la diagrama de Hertzsprung-Russell, o la so posición na diagrama va movese en bucles. Si la masa de la estrella nun perpasa les 8-10 mases solares, va escosar l'heliu del so nucleu de mano a empecipiar fundilu nuna cáscara alredor del mesmu. De nuevu, va aumentar el so tamañu y lluminosidá, xubiendo pola llamada caña asintótica xigante de la diagrama de Hertzsprung-Russell. Una vegada que la estrella desaposióse de la mayor parte de la so masa, el so nucleu va formar una nana blanca de carbonu-oxíxenu. Si la masa de la estrella ye l'abonda como pa empecipiar la fusión del carbonu (más de 8-10 mases solares),[12] la estrella nun va aumentar descomanadamente la so lluminosidá al abandonar la secuencia principal, pero sí se va volver más colorada. Pueden llegar a evolucionar en superxigantes coloraes o, si esiste perda de masa, en superxigantes azules. N'última instancia van convertise en nanes blanques compuestes por oxíxenu y neón, o van españar como supernoves de tipu II pa formar una estrella de neutrones o un furacu prietu.[2]

Exemplos[editar | editar la fonte]

Na siguiente tabla llístense delles estrelles xigantes de distintos tipos espectrales, ordenaes de mayor a menor temperatura.

Nome Denominación de Bayer Tipu 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

Estrelles xigantes más averaes a la Tierra[editar | editar la fonte]

Na siguiente tabla figuren les diez estrelles xigantes más próximes a la Tierra.

Nome Denominación de Bayer Tipu espectral Distancia (años lluz) Radio (RSol)
Pólux β Geminorum K0 IIIb 33,7 10
Arturu 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
Nin2 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 ye un sistema estelar compuestu por dos estrelles xigantes | ** Nin2 Canis Majoris figura catalogada como subxigante na base de datos SIMBAD

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. ↑ Giant star, Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. ↑ 2,0 2,1 Supergiant
  3. ↑ Hypergiant
  4. ↑ 4,0 4,1 giant
  5. ↑ Late stages of evolution for low-mass stars
  6. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs
  7. ↑ Giants and Post-Giants


Ver tamién[editar | editar la fonte]

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