Gigante vermelha

gigantes Vermelhas são evoluíram a partir de main-sequência de estrelas com massas no intervalo de cerca de 0,3 M☉ a cerca de 8 M☉., Quando uma estrela se forma inicialmente a partir de uma nuvem molecular em colapso no meio interestelar, ela contém principalmente hidrogênio e hélio, com quantidades vestigiais de “metais” (na estrutura estelar, isso simplesmente se refere a qualquer elemento que não seja hidrogênio ou hélio, ou seja, número atômico maior que 2). Estes elementos estão uniformemente misturados em toda a estrela. A estrela atinge a sequência principal quando o núcleo atinge uma temperatura alta o suficiente para começar a fundir hidrogênio (alguns milhões de kelvin) e estabelece equilíbrio hidrostático., Ao longo de sua vida na sequência principal, a estrela lentamente converte o hidrogênio no núcleo em hélio; sua vida na sequência principal termina quando quase todo o hidrogênio no núcleo foi fundido. Para o sol, o tempo de vida da sequência principal é de aproximadamente 10 bilhões de anos. Estrelas mais massivas queimam desproporcionalmente mais rápido e assim têm uma vida mais curta do que Estrelas menos massivas.quando a estrela esgota o combustível de hidrogênio em seu núcleo, as reações nucleares não podem mais Continuar e assim o núcleo começa a contrair-se devido à sua própria gravidade., Isso traz hidrogênio adicional para uma zona onde a temperatura e a pressão são suficientes para fazer com que a fusão se reinicie em uma concha em torno do núcleo. A concha de queima de hidrogênio resulta em uma situação que tem sido descrita como o princípio do espelho; quando o núcleo dentro da concha contratos, as camadas da estrela fora da concha devem expandir-se. Os processos físicos detalhados que causam isso são complexos, mas o comportamento é necessário para satisfazer a conservação simultânea da energia gravitacional e térmica em uma estrela com a estrutura da concha., O núcleo contrai e aquece devido à falta de fusão, e assim as camadas externas da estrela se expandem muito, absorvendo a maior parte da energia extra da fusão de conchas. Este processo de arrefecimento e expansão é a estrela subgigante. Quando o envelope da estrela arrefece o suficiente, ela se torna convectiva, a estrela pára de se expandir, sua luminosidade começa a aumentar, e a estrela está ascendendo ao ramo gigante vermelho do diagrama de Hertzsprung-Russell (H–R).,

O caminho evolutivo da estrela leva, como ele se move ao longo da gigante vermelha ramo depende da massa da estrela. Para o sol e Estrelas de menos de 2 m☉, O núcleo se tornará denso o suficiente para que a pressão de degeneração de elétrons o impeça de entrar em colapso. Uma vez que o núcleo está degenerado, ele continuará a aquecer até atingir uma temperatura de aproximadamente 108 K, quente o suficiente para começar a fundir hélio para o carbono através do processo tripla-Alfa., Uma vez que o núcleo degenerado atinja esta temperatura, todo o núcleo começará a fusão do hélio quase simultaneamente em um chamado flash de hélio. Em estrelas mais massivas, o núcleo em colapso atingirá 108 K antes que seja denso o suficiente para ser degenerado, então a fusão do hélio começará muito mais suavemente, e não produzirá nenhum flash de hélio. A fase de fusão do núcleo de hélio da vida de uma estrela é chamada de ramo horizontal em estrelas pobres em metal, assim chamado porque estas estrelas estão em uma linha quase horizontal no diagrama H-R de muitos aglomerados de estrelas., Estrelas de fusão de hélio ricas em Metal, em vez disso, encontram-se no chamado Red clump no diagrama H-R.

um processo análogo ocorre quando o hélio central é esgotado e a estrela colapsa mais uma vez, fazendo com que o hélio em uma concha comece a se fundir. Ao mesmo tempo, o hidrogênio pode começar a fusão em uma concha logo fora da concha de hélio queimando. Isto coloca a estrela no ramo gigante assintótico, uma segunda fase gigante vermelha. A fusão do hélio resulta na construção de um núcleo carbono–oxigênio. Uma estrela abaixo de 8 m☉ nunca começará a fusão em seu núcleo degenerado de carbono–oxigênio., Em vez disso, no final da fase assintótica-gigante, a estrela ejetará suas camadas externas, formando uma nebulosa planetária com o núcleo da estrela exposto, tornando-se finalmente uma anã branca. A ejeção da massa exterior e a criação de uma nebulosa planetária finalmente termina a fase gigante vermelha da evolução da estrela. A fase gigante vermelha normalmente dura apenas cerca de um bilhão de anos no total para uma estrela de massa solar, quase toda a qual é gasta no ramo gigante vermelho. As fases horizontal e assintótica-gigante avançam dezenas de vezes mais rápido.

Se a estrela tem cerca de 0, 2 a 0.,5 m☉, é massivo o suficiente para se tornar uma gigante vermelha, mas não tem massa suficiente para iniciar a fusão do hélio. Estas estrelas “intermediárias” arrefecem um pouco e aumentam a sua luminosidade, mas nunca atingem a ponta do ramo gigante vermelho e o flash do núcleo de hélio. Quando a ascensão do ramo vermelho-gigante termina, eles sopram de suas camadas externas, muito parecido com uma estrela de ramo gigante pós-assintótico e, em seguida, tornar-se uma anã branca.,

estrelas que não se tornam giantsEdit vermelho

Estrelas de massa muito baixa são totalmente convectivas e podem continuar a fundir hidrogênio em hélio por até um trilhão de anos até que apenas uma pequena fração de toda a estrela seja hidrogênio. A luminosidade e a temperatura aumentam constantemente durante este tempo, assim como para Estrelas mais massivas da sequência principal, mas o tempo envolvido significa que a temperatura eventualmente aumenta em cerca de 50% e a luminosidade em cerca de 10 vezes., Eventualmente, o nível de hélio aumenta até o ponto em que a estrela deixa de ser totalmente convectiva e o restante de hidrogênio bloqueado no núcleo é consumido em apenas alguns bilhões de anos. Dependendo da massa, a temperatura e a luminosidade continuam a aumentar por um tempo durante a queima da camada de hidrogênio, a estrela pode se tornar mais quente do que o sol e dezenas de vezes mais luminosa do que quando se formou, embora ainda não tão luminosa quanto o sol. Depois de alguns bilhões de anos mais, eles começam a se tornar menos luminosos e mais frios, mesmo que a queima de carapaça de hidrogênio continua., Estas tornam-se anãs brancas de hélio frescas.Estrelas de massa muito alta se desenvolvem em supergigantes que seguem uma trilha evolutiva que as leva para trás e para a frente horizontalmente sobre o diagrama H–R, na extremidade direita, constituindo supergigantes vermelhas. Estes geralmente terminam sua vida como uma supernova tipo II. As estrelas mais massivas podem tornar–se Estrelas Wolf-Rayet sem se tornarem gigantes ou supergigantes.