Jagant roja

Jagant roja

El tamany actual del Sol en comparació al seu tamany màxim estimat durant la seua fase d'estrela jaganta roja dins d'uns 5000 millons d'anys.

Una jaganta roja és una estrela jaganta de massa baixa o intermija (menys de 8-9 masses solars) que, despuix de haver consumit l'hidrogen en el seu núcleu durant l'etapa de seqüència principal, convertint-ho en heli per fusió nuclear, comença a cremar hidrogen en un clafoll al voltant del núcleu de heli inerte. Açò té com a primer efecte un aument del volum de l'estrela i un refredat de la seua superfície, per lo que el seu color es torna rojós. En eixa fase prèvia a la del jagant roig, l'estrela rep el nom de subgigante. Pot alcançar la temperatura de 3000-5000 K. En un moment donat, l'atmòsfera de l'estrela alcança un valor mínim crític de la temperatura per baix del com ya no pot descendir, lo que obliga a l'estrela a aumentar la seua lluminositat i volum a temperatura superficial (o siga, color) pràcticament constants; l'estrela s'unfla fins a alcançar un radi típic d'uns 100 millons de km: l'estrela s'ha convertit aixina en un jagant roig. En tot este procés l'energia emesa pel jagant prové del mencionat clafoll i de la conversió d'energia gravitatoria en calor pel teorema de virial.

Característiques

Mira, una jaganta roja variable de la branca jaganta asintòtica.

Una jaganta roja és una estrela que ha agotat el suministrament de hidrogen en el seu núcleu i ha iniciat la fusió termonuclear de heli en una envoltura que rodeja al núcleu. Tenen ràdios de decenes a centenars de voltes majors que el del Sol. No obstant, la seua envoltura exterior té una temperatura més baixa, lo que els conferix un to rojós-anaranjado. A pesar de la menor densitat energètica de la seua envoltura, les jagantes roges són molt més lluminoses que el Sol pel seu gran tamany. Les estreles de la branca roja-jaganta tenen lluminositat de fins a casi tres mil voltes la del Sol, tipos espectrals de K o M, tenen temperatures superficials de 3000-4000 K i ràdios de fins a unes 200 voltes el Sol. Les estreles de la branca horisontal són més calentes, en un chicotet ranc de lluminositat entorn a una lluminositat solar de 75. Les estreles de la branca asintòtica-jaganta van des de lluminositat similars a les de les estreles més lluentes de la branca de les jagantes roges, fins a vàries voltes més lluminoses al final de la fase de pulsació tèrmica.

Entre les estreles de la branca asintòtica-jaganta es troben les estreles de carbono de tipo C-N i C-R tardanes, produïdes quan el carbono i atres elements són transportats per convecció a la superfície, lo que se sol cridar un dragado. El primer dragado es produïx durant la combustió de la corfa de hidrogen en la branca de la jaganta roja, pero no produïx una gran abundància de carbono en la superfície. El segon, i a voltes el tercer, es produïx durant la combustió de l'envoltura de heli en la branca de les jagantes asintòtiques i convoca al carbono cap a la superfície en les estreles suficientment massives.

El llim estelar d'una jaganta roja no està clarament definit, al contrari de lo que es mostra en moltes ilustracions. Més be, per la molt baixa densitat de massa de l'envoltura, tals estreles carixen d'una fotosfera ben definida, i el cos de l'estrela transita gradualment cap a una 'corona'. Les jagantes roges més fredes tenen espectres complexos, en llínees moleculars, traces d'emissió i, a voltes, màsers, sobretot de les estreles AGB que pulsen tèrmicament. Les observacions també han aportat proves de l'existència d'una cromosfera calenta sobre la fotosfera de les jagantes roges, a on l'investigació dels mecanismes de calfament per a que es formen les cromosferas requerix simulacions en 3D de jagantes roges.

Una atra característica destacable de les jagantes roges és que, a diferència de les estreles paregudes al Sol, que les seues fotosferas tenen un gran número de chicotetes cèlules de convecció (grànuls solars), les fotosferas de les jagantes roges, aixina com les de les supergigantes roges, solament tenen unes poques cèlules grans, que les seues característiques causen les variacions de lluentor tan comunes en abdós tipos d'estreles.

Procés de formació

Diagrama de Hertzsprung-Russell en el que s'han representat les trayectòries evolutives d'estreles de distintes masses; les fases de jaganta roja per a estreles de massa baixa i intermija estan senyalades en GR.

Durant l'etapa de seqüència principal, a mida que les reaccions termonuclears produïxen heli, este es va acumulant en el centre d'una estrela per la seua major densitat (és més pesat que el hidrogen). Conforme el hidrogen va consumint-se fusionant-se en el heli, en aplegar a una cantitat crítica de heli (llímit de Schoenberg-Chandrasekhar) la pressió interna va disminuint i l'estrela reacciona comprimint-se i calfant-se una miqueta més fins a aplegar a impossibilitar la fusió del poc hidrogen restant en el seu centre. Es diu llavors que l'estrela s'ha enverinat per heli. Agotat ya el hidrogen, el núcleu de heli no pot frenar el pes de l'estrela i escomença a comprimir-se, desencadenant la transformació de l'estrela en una jaganta roja.

Si l'estrela és lo suficientment poc massiva (M < 2,5 masses solars), el gas d'electrons lliures degenerados deté en part la compressió. La temperatura aumenta fins al punt d'ignició del heli, entorn als 100 millons de graus. En les estreles més massives que el llímit mencionat (M > 2,5 masses solars) esta transició succeïx suaument, ya que el gas a penes si s'ha degenerado quan el núcleu s'encén. En les estreles de massa entre 0,5 i 2,5 masses solars, en canvi, el núcleu està parcialment degenerado i intensifica les seues reaccions al mateix temps que aumenta la seua temperatura. Seguix aixina fins que, de colp, retorna al règim de gas ideal lo que produïx una llau tèrmica en una potent explosió en la que es lliberen energies comparables a les d'una supernova, pero que no fa perillar l'integritat de l'estrela, puix la major part de dita energia és amprada en eliminar la degeneració electrònica: és el flash del heli. Finalment, en les estreles de menor massa (M < 0,5 masses solars) la temperatura central mai és lo suficientment alta com per a que es produïxca la fusió del heli. No obstant, l'evolució de dites estreles és tan llenta que encara no hi ha hagut temps des de la formació de l'univers per a que una estrela aïllada d'eixa massa haja evolucionat a una jaganta roja.

L'ignició del heli posa fi a la fase de jaganta roja. Si ben dit procés és alguna cosa violent, no aplega a afectar l'integritat de l'estrela, la qual proseguirà durant uns millons d'anys més en una nova fase estable d'apelotonamiento roig (ret clump en anglés) si el seu metalicitat és alta, o de branca horisontal si la seua metalicitat és baixa, fusionant el nou combustible. L'estrela torna a descendir en el diagrama Hertzprung-Russell, pero sempre més lluminosa i freda que durant l'etapa de seqüència principal.

Les capes externes de les jagantes roges estan poc lligades gravitacionalment, per lo que en esta etapa és important la pèrdua de massa. Ademés, la zona convectiva de les jagantes és molt profunda, aixina que les ones de choc contribuïxen a accelerar encara més el vent estelar. Per un atre costat, estes estreles emeten molt en la part infrarroja de l'espectre, que sofrix molta absorció per part del pols estelar, el qual rep més impuls i li'l transmet al gas. Finalment, també una major metalicitat (lo que comporta una major opacitat) provoca majors expulsions de matèria. La pèrdua de massa acumulada entre les fases de jaganta roja i de jaganta asintòtica s'estima entre el 40 i el 60 % de la massa total inicial de l'estrela.

Esta baixa densitat de les seues capes exteriors també es traduïx que són estreles que carixen un llim (és dir, d'una fotosfera) ben definit. En el seu lloc, el cos de l'estrela es transforma de modo molt gradual en una corona en anar alluntant-se del seu centre.

És també notable que, a diferència de lo que succeïx en estreles chicotetes com el nostre Sol, a on existixen multitut de cèlules convectivas (grànuls solars), una jaganta roja solament té un chicotet número d'elles pero de gran tamany, considerant-se esta traça com la causa de les seues variacions de lluentor.

En expandir-se l'estrela, la zona convectiva s'estén des d'una regió a on el hidrogen ha segut parcialment reprocesado en heli fins a les capes més externes, per lo que dit material reprocesado és traslladat fins a la superfície. Este canvi en les abundància superficials és potencialment observable, i es manifesta com una diferència en les abundància superficials d'estreles de la seqüència principal en la mateixa metalicitat inicial.

Finalment, convé aclarir que la descripció d'una jaganta roja que apareix ací és relativament moderna. Originalment, quan encara no es comprenien en exactitut els distints processos que ocorrien en les últimes fases de la vida d'una estrela, el terme jagant roja englobava ademés les fases posteriors d'apelotonamiento roig/branca horisontal i de jaganta asintòtica. Lo que és encara cert si en lloc de parlar de fases evolutives nos cenyim a les classes de lluminositat del sistema MKK, totes eixes estreles són de classe de lluminositat III, açò és, jagantes.

Vore també: Evolució estelar