L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià

Estrela jaganta

Una estrela jaganta (giant star en anglés) és una estrela en un ràdio i una lluminositat substancialment majors que una estrela de la seqüència principal en la mateixa temperatura superficial.[1] Típicament, la seua ràdio està entre 10 i 100 voltes el ràdio solar i la seua lluminositat està entre 10 i 1000 voltes la del Sol. Aquelles estreles més lluminoses que les estreles jagantes es diuen supergigantes i hipergigantes.[2][3] Pel seu gran tamany i lluminositat, les estreles jagantes se situen per damunt de la seqüència principal (classe V en la classificació per lluminositat de Yerkes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, corresponent a les classes de lluminositat II i III.[4]

Diagrama de Hertzsprung-Russell:
Abscisses: Tipo espectral / Ordenades: Magnitut absoluta
Branques:
0 hipergigantes. Ia, Ib Supergigantes. II Jagants lluminoses. III Jagants. IV Subgigantes. V Seqüència principal. VI Subenanas. VII Nanes blanques.

Formació

 
Estructura interna d'una estrela tipo el Sol (esquerra) i una jaganta roja. Image del European Southern Observatory ESO.

Una estrela es convertix en jaganta quan no li queda hidrogen disponible per a la fusió en el seu núcleu i com a resultat d'això, ha abandonat la seqüència principal.[4] Una estrela en una massa inicial inferior a 0,4 masses solars mai serà una estrela jaganta. Estes estreles tenen el seu interior molt mesclat per convecció i per això continuen la fusió del hidrogen fins que s'agota en tota l'estrela; a partir d'ahí es convertixen en una nana blanca composta fonamentalment d'heli. No obstant, la teoria prediu que la duració d'este procés és major que l'edat actual de l'univers.[5]

Si una estrela és més massiva que el mencionat llímit inferior, quan ha consumit tot el hidrogen en el seu núcleu per la fusió, dit núcleu de heli inerte escomença a contraure's mentres que el hidrogen seguix fusionant-se en heli en un clafoll que rodeja a aquell. Al mateix temps, l'envoltura de l'estrela s'expandix i gela. En esta etapa de l'evolució estelar, denominada branca subgigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la lluminositat de l'estrela a penes aumenta mentres la seua temperatura superficial disminuïx. En aplegar a un llímit inferior crític per a la temperatura superficial, l'estrela es veu obligada a aumentar el seu volum i lluminositat temperatura superficial (o siga, color) pràcticament constant; en atres paraules, l'estrela ascendix per la branca jaganta en el diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta etapa l'estrela s'ha convertit en una jaganta roja; mentrestant, el núcleu continua contraent-se i aumentant la seua temperatura.[6]


Es creu que si la massa de l'estrela, durant la seua etapa en la seqüència principal, és inferior a 0,5 masses solars, no s'alcançaran les temperatures necessàries per a que es produïxca la fusió del heli.[7], p. 169. Pel contrari, si la temperatura en el núcleu alcança els 108 K, el heli escomençarà a transformar-se en carbono i oxigen per mig del procés triple alfa.[8] l'energia generada per la fusió del heli fa que el núcleu s'expandixca. Açò fa que la pressió disminuïxca en la capa que rodeja al núcleu a on el hidrogen es transforma, decreixent el ritme de producció d'energia. La lluminositat de l'estrela disminuïx, les seues capes exteriors es contrauen novament, i l'estrela abandona la branca jaganta roja.[9]

L'evolució posterior dependrà de la massa de l'estrela. Si no és molt massiva, li la trobarà en la branca horisontal del diagrama de Hertzsprung-Russell, o la seua posició en el diagrama es mourà en bucles.[10] Si la massa de l'estrela no supera les 8-10 masses solars, agotarà el heli del seu núcleu per a escomençar a fusionar-ho en un clafoll al voltant del mateix. De nou, aumentarà el seu tamany i lluminositat, pujant per la cridada branca asintòtica jaganta del diagrama de Hertzsprung-Russell. Una volta que l'estrela s'ha despullat de la major part de la seua massa, el seu núcleu formarà una nana blanca de carbono-oxigen.[11] Si la massa de l'estrela és la suficient com per a iniciar la fusió del carbono (més de 8-10 masses solars),[12] l'estrela no aumentarà excessivament la seua lluminositat en abandonar la seqüència principal, pero sí es tornarà més roja. Poden aplegar a evolucionar en supergigantes roges o, si existix pèrdua de massa, en supergigantes blaves.[13][2] En última instància es convertiran en nanes blanques compostes per oxigen i neó, o explotaran com supernoves de tipo II per a formar una estrela de neutrons o un forat negre.[14]

Eixemples

En la següent taula es llisten algunes estreles jagantes de distints tipos espectrals, ordenades de major a menor temperatura.

Nom Denominació 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

Referències

  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, The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, consultat el 15 de Major de 2007.
  3. ↑ Hypergiant, The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, consultat el 15 de maig de 2007.
  4. ↑ 4,0 4,1 giant, The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  5. ↑ Clapix stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology, consultat el 16 de maig de 2007.
  6. ↑ Salaris y Cassisi, 2005, § 5.9.
  7. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  8. ↑ Salaris y Cassisi, 2005, § 5.9, cap. 6.
  9. ↑ Giants and Post-Giants [1] archivat en Wayback Machine., class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  10. ↑ Salaris y Cassisi, 2005, cat. 6.
  11. ↑ Salaris y Cassisi, 2005, § 7.1–7.4.
  12. ↑ Salaris y Cassisi, 2005, p. 189.
  13. ↑ Hartquist, Dyson y Ruffle, 2004, pp. 33–35.
  14. ↑ Salaris y Cassisi, 2005, § 7.4.4–7.8.

Bibliografia

Vore també


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Estrela_jaganta&oldid=1047455»