¿cuanto dura una gigante roja?

Ciclo de vida de la estrella gigante roja

Una gigante roja se forma cuando una estrella de la secuencia principal, como nuestro sol, se queda sin hidrógeno para fusionarse con el helio. La pérdida de hidrógeno hace que el núcleo se colapse hacia dentro, lo que aumenta la temperatura del núcleo debido al aumento de la presión. Este aumento de la temperatura permite la fusión del Helio en lo que finalmente será el Carbono.

La temperatura se calienta tanto en el núcleo que la fusión del Hidrógeno se produce en las capas exteriores del sol, por lo que el Helio formado vuelve a caer en el núcleo, que se utiliza como combustible para formar Carbono.

Mientras ocurre este proceso, la estrella se hace más grande, debido a que el Carbono tiene una masa más pesada que los componentes que lo formaron. El aumento de la masa y la pérdida de combustible de Helio desestabilizan la estrella después de algunos millones de años y la estrella se desprende de sus capas exteriores en lo que se conoce como nebulosa planetaria, dejando atrás una estrella enana blanca.

Gigante roja

Una gigante roja es una estrella gigante luminosa de masa baja o intermedia (aproximadamente de 0,3 a 8 masas solares (M☉)) en una fase tardía de la evolución estelar. La atmósfera exterior está inflada y es tenue, por lo que el radio es grande y la temperatura de la superficie es de unos 5.000 K (4.700 °C; 8.500 °F) o inferior. El aspecto de las gigantes rojas va del amarillo-naranja al rojo, incluyendo los tipos espectrales K y M, pero también las estrellas de clase S y la mayoría de las estrellas de carbono.

Muchas de las estrellas brillantes más conocidas son gigantes rojas, porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella K0 RGB Arcturus está a 36 años luz, y Gamma Crucis es la gigante de clase M más cercana, a 88 años luz de distancia.

Una gigante roja es una estrella que ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y ha iniciado la fusión termonuclear del hidrógeno en una envoltura que rodea el núcleo. Tienen radios entre decenas y cientos de veces mayores que el del Sol. Sin embargo, su envoltura exterior tiene una temperatura más baja, lo que les confiere un tono rojizo-anaranjado. A pesar de la menor densidad energética de su envoltura, las gigantes rojas son mucho más luminosas que el Sol debido a su gran tamaño. Las estrellas de la rama roja-gigante tienen luminosidades de hasta casi tres mil veces la del Sol (L☉), tipos espectrales de K o M, tienen temperaturas superficiales de 3.000-4.000 K y radios de hasta unas 200 veces el Sol (R☉). Las estrellas de la rama horizontal son más calientes, con sólo un pequeño rango de luminosidades en torno a 75 L☉. Las estrellas de la rama asintótica-gigante oscilan entre luminosidades similares a las de las estrellas más brillantes de la rama de las gigantes rojas, hasta varias veces más luminosas al final de la fase de pulsación térmica.

Sol

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida fusionando núcleos de hidrógeno en su núcleo para crear helio. Cuando el hidrógeno en el centro de una estrella se agota, ésta comienza a utilizar el hidrógeno más allá de su núcleo. Esto hace que las capas exteriores de la estrella se expandan y se enfríen. Con el tiempo, la estrella crece hasta alcanzar más de 400 veces su tamaño original. Al enfriarse, la estrella cambia de color y se vuelve más roja. La estrella es ahora una gigante roja.

Las gigantes rojas pueden engullir planetas a medida que se expanden. El Sol alcanzará su fase de gigante roja dentro de unos 5.000 millones de años. Durante esta fase, probablemente engullirá los planetas interiores de nuestro Sistema Solar, entre los que podría estar la Tierra. Pero no se preocupen. Esto no ocurrirá hasta dentro de mucho tiempo.

A medida que las capas exteriores de la estrella se expanden, la gravedad hace que su núcleo se encoge y se contrae. La temperatura y la presión en el centro aumentan hasta que la fusión nuclear puede comenzar de nuevo. Ahora el núcleo fusiona helio, en lugar de hidrógeno.

La estrella, ahora alimentada por el helio, empieza a encogerse, a calentarse y a volverse azul. Sin embargo, el helio se agota rápidamente, por lo que esta etapa sólo dura alrededor de un millón de años. Cuando el helio se agota, el núcleo vuelve a encogerse. Esta vez la estrella comienza a utilizar el helio más allá de su núcleo. Al mismo tiempo, puede empezar a fusionar hidrógeno en una cáscara alrededor de la fusión del helio. Las capas exteriores de la estrella se expanden, se enfrían y se vuelven rojas de nuevo. Ha entrado en su segunda fase de gigante roja.

Supergigante

El aspecto de una estrella gigante roja suele ir del amarillo-anaranjado al rojo, incluyendo los tipos espectrales K y M, pero también las estrellas de clase S y las de carbono. Siga leyendo para obtener datos e información completos.

Una estrella gigante roja es una estrella gigante luminosa de masa baja o intermedia en una fase tardía de la evolución estelar. Su atmósfera exterior está inflada y es tenue, lo que hace que su radio sea varias veces mayor que el de nuestro Sol, y la temperatura de la superficie suele ser de unos 5.000 K.

La mayoría de las estrellas del universo son de la secuencia principal, es decir, estrellas que todavía convierten el hidrógeno en helio mediante la fusión nuclear. Las estrellas de la secuencia principal tienen una masa que oscila entre un tercio y ocho veces la del Sol, y acaban agotando sus reservas de hidrógeno.

Cuando el helio se agote, la estrella no será lo suficientemente densa como para formar otros elementos pesados como el hierro, por lo que el proceso de fusión se detendrá y la estrella colapsará sobre su núcleo debido a la gravedad que actúa hacia adentro.

Esto sucede porque ya no hay energía de fusión para estabilizar la gravedad. Las gigantes rojas pueden acabar convirtiéndose en enanas blancas, una estrella fría y extremadamente densa, cuyo tamaño se reduce varias veces, hasta el de un planeta incluso.

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