¿Qué son las estrellas gigantes?

Las estrellas gigantes son estrellas enormes con un radio y luminosidad mucho más grandes que una estrella de secuencia principal con una temperatura de superficie similar. Las estrellas de secuencia principal tienen un núcleo mixto, compuesto de hidrógeno y helio. Las estrellas gigantes tienen un núcleo hecho de helio o incluso elementos más pesados ​​como el carbono. Esto se debe a que las estrellas gigantes han comenzado a agotar porciones sustanciales de su combustible de hidrógeno.

La fase gigante es inevitable para cualquier estrella con más de 0.4 masas solares. Las estrellas con entre 0.4 y 0.5 masas solares acumulan helio en su núcleo a medida que envejecen, y eventualmente se acumula un núcleo de helio puro, pero carecen de la presión y la temperatura para fusionar el helio. El hidrógeno en la periferia del núcleo forma una capa de actividad de fusión rápida, porque la gravedad masiva del núcleo está comprimiendo hidrógeno sobre él. El tamaño de la estrella se expande y se vuelve mucho más difuso. Cuando el Sol se convierta en un gigante rojo en cinco mil millones de años, su superficie llegará a donde está hoy la órbita de la Tierra.

Las estrellas con más de 0.5 masas solares pueden fusionar núcleos de helio en oxígeno y carbono a través del proceso triple alfa. Aunque el núcleo debe alcanzar una temperatura de 10 ⁸ K antes de la ignición, cuando ocurre, produce un exceso de energía, lo que aumenta el tamaño del núcleo, disminuyendo la presión en la cubierta de construcción de hidrógeno. Esto ralentiza las reacciones de fusión y disminuye de forma contraintuitiva el tamaño y la temperatura de la estrella. Entonces, una estrella más masiva termina siendo menos luminosa que una menos masiva. Tales estrellas son parte de la llamada rama horizontal, porque en una gráfica de luminosidad contra el tipo espectral forman una línea horizontal.

Si tiene menos de 8 masas solares, pero más de 0.5, la estrella acumulará carbono en su núcleo y comenzará a fusionar helio en una cubierta fuera del núcleo. Se convierte en una "rama gigante asintótica" o estrella AGB a medida que la fusión de helio se acelera y aumenta su estrella anfitriona. Estos pueden crear estrellas supergigantes e hipergigantes.

Para las estrellas de más de 8 masas solares, los núcleos se fusionan hasta el hierro. Cuando dicha estrella acumula un núcleo de hierro mayor a 1,44 masas solares, comienza el colapso del núcleo. Las capas de electrones mutuamente repulsivas alrededor de los núcleos de hierro no se repelen entre sí bajo la gran presión y temperatura, y comienzan a fusionarse en otro estado de materia llamado neutronio, formado por neutrones atascados en un núcleo atómico gigantesco del tamaño de una ciudad. .

A medida que cesan las reacciones de fusión en el núcleo, la estrella no produce suficiente energía para contrarrestar su propia gravedad, y colapsa. A medida que los elementos ligeros caen hacia adentro, rebotan en el núcleo de neutronio casi incompresible. El rebote es suficiente para enviar el manto de la estrella explotando hacia el espacio a miles de kilómetros por hora. Este evento se llama supernova, y es cómo se crean los elementos más pesados ​​que el hierro.

El resto es lo que se llama un remanente estelar, o una estrella de neutrones. Una cucharadita de su materia pesa dos millones de toneladas.