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Gigante vermelha

Fase evolutiva de uma estrela

Umagigante vermelhaé umaestrela giganteluminosa de massa baixa ou intermediária (cerca de 0.3 a 8massas solaresM☉) em uma fase tardia daevolução estelar.A atmosfera externa é inflada e tênue, tornando o raio grande e a temperatura da superfície em torno de 5.000 K (4.700 °C; 8.500 °F) ou menos. A aparência da gigante vermelha vai do amarelo-branco ao vermelho-laranja, incluindo ostipos espectraisK e M, mas tambémestrelas de classe Se a maioria dasestrelas de carbono.

As gigantes vermelhas variam na forma como geram energia:

Muitas das estrelas brilhantes mais conhecidas são gigantes vermelhas, porque são luminosas e moderadamente comuns. A estrelaArcturusK0 RGB está a 36anos-luzde distância, eGamma Crucisé a gigante da classe M mais próxima, a 88 anos-luz de distância.

Características

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Mira,uma variável gigante vermelha doramo assintótico das gigantes

Uma gigante vermelha é umaestrelaque esgotou o suprimento dehidrogênioem seu núcleo e iniciou afusão termonucleardo hidrogênio em uma camada que envolve o núcleo. Têm raios de dezenas a centenas de vezes maiores que o doSol.No entanto, seu envelope externo é mais baixo em temperatura, dando-lhes uma tonalidade amarelada ou alaranjada. Apesar da densidade de energia mais baixa de seu envelope, as gigantes vermelhas são muitas vezes mais luminosas que o Sol devido ao seu grande tamanho. Estrelas doramo das gigantes vermelhastêm luminosidades de até quase 3.000 vezes a do Sol (L☉),tipos espectraisde K ou M, têm temperaturas de superfície de 3.000–4.000 K e raios de até cerca de 200 vezes o Sol (R☉). As estrelas noramo horizontalsão mais quentes, com apenas uma pequena faixa de luminosidade em torno de 75L☉.As estrelas deramo assintótico das gigantesvariam de luminosidade semelhantes às estrelas mais brilhantes do ramo das gigantes vermelhas, até várias vezes mais luminosas no final da fase de pulsação térmica.

Entre as estrelas de ramo assintótico das gigantes pertencem asestrelas de carbonodo tipo C-N e C-R tardia, produzidas quando o carbono e outros elementos são convectados para a superfície no que é chamado dedragagem.[1]A primeira dragagem ocorre durante a queima da concha de hidrogênio no ramo das gigantes vermelhas, mas não produz uma grande abundância de carbono na superfície. A segunda, e às vezes a terceira, dragagem ocorre durante a queima da camada de hélio no ramo assintótico das gigantes e convecta o carbono para a superfície em estrelas com massa suficiente.

O membro estelar de uma gigante vermelha não é bem definido, ao contrário de sua descrição em muitas ilustrações. Em vez disso, devido à densidade de massa muito baixa do envelope, essas estrelas carecem de umafotosferabem definida, e o corpo da estrela passa gradualmente para uma 'coroa'.[2]As gigantes vermelhas mais frias têm espectros complexos, com linhas moleculares, características de emissão e, às vezes,masers,particularmente de estrelas AGB com pulsação térmica.[3]As observações também forneceram evidências de uma cromosfera quente acima da fotosfera das gigantes vermelhas,[4][5][6]onde a investigação dos mecanismos de aquecimento para a formação das cromosferas requer simulações 3D das gigantes vermelhas.[7]

Outra característica digna de nota das gigantes vermelhas é que, ao contrário de estrelas semelhantes aoSol,cujas fotosferas têm um grande número de pequenas células de convecção (grânulos solares), as fotosferas de gigantes vermelhas, bem como as desupergigantes vermelhas,têm apenas algumas células grandes, as características que causam asvariações de brilhotão comuns em ambos os tipos de estrelas.[8]

Evolução

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Esta imagem acompanha a vida de uma estrela semelhante aoSol,desde seunascimentono ladoesquerdoda moldura até suaevoluçãopara uma gigante vermelha àdireitaapós bilhões de anos
Ver artigo principal:Evolução estelar#Estrelas de tamanho médio

As gigantes vermelhas evoluíram deestrelasdasequência principalcom massas na faixa de cerca de 0.3M☉a cerca de 8M☉.[9]Quando uma estrela se forma inicialmente a partir de umanuvem molecularem colapso nomeio interestelar,ela contém principalmentehidrogênioehélio,com traços de "metais"(na estrutura estelar, isso simplesmente se refere aqualquerelemento que não seja hidrogênio ou hélio, ou seja,número atômicomaior de 2). Esses elementos são todos misturados uniformemente em toda a estrela. A estrela atinge a sequência principal quando o núcleo atinge uma temperatura alta o suficiente para começar afundir o hidrogênio(alguns milhões deKelvin) e estabelece oequilíbrio hidrostático.Ao longo de sua vida de sequência principal, a estrela converte lentamente o hidrogênio do núcleo em hélio; sua vida de sequência principal termina quando quase todo o hidrogênio no núcleo é fundido. Para oSol,o tempo de vida da sequência principal é de aproximadamente 10 bilhões de anos. Estrelas com maior massa queimam desproporcionalmente mais rápido e, portanto, têm uma vida útil mais curta do que estrelas com menor massa.[10]

Quando a estrela esgota o combustível de hidrogênio em seu núcleo, as reações nucleares não podem mais continuar e então o núcleo começa a se contrair 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 seja retomada em uma camada ao redor do núcleo. A concha de queima de hidrogênio resulta em uma situação que foi descrita como oprincípio do espelho;quando o núcleo dentro da casca se contrai, as camadas da estrela fora da casca devem se expandir. Os processos físicos detalhados que causam isso são complexos, mas o comportamento é necessário para satisfazer a conservação simultânea daenergia gravitacionaletérmicaem uma estrela com a estrutura da casca. O núcleo se 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 da casca. Este processo de resfriamento e expansão é aestrela subgigante.Quando o envelope da estrela esfria o suficiente, torna-se convectivo, a estrela para de se expandir, sualuminosidadecomeça a aumentar e a estrela está ascendendo noramo das gigantes vermelhasdoDiagrama de Hertzsprung-Russell(H-R).[10][11]

Mira Aé uma velha estrela, já lançando suas camadas externas no espaço

O caminho evolutivo que a estrela segue conforme se move ao longo do ramo das gigantes vermelhas depende da massa da estrela. Para o Sol e as estrelas com menos de 2M☉,[12]o núcleo se tornará denso o suficiente para que apressão de degeneraçãodo elétron o impeça de colapsar ainda mais. Assim que o núcleo estiver degenerado, ele continuará a aquecer até atingir uma temperatura de aproximadamente 108K, quente o suficiente para começar a fundir ohélioaocarbonopor meio doprocesso triplo-alfa.Uma vez que o núcleo degenerado atinge esta temperatura, todo o núcleo começará a fusão do hélio quase simultaneamente em um chamadoflash de hélio.Em estrelas mais massivas, o núcleo em colapso atingirá 108K antes de ser denso o suficiente para se degenerar, então a fusão do hélio começará de forma muito mais suave e não produzirá nenhum flash de hélio.[10]A fase de fusão do hélio do núcleo da vida de uma estrela é chamada deramo horizontalem estrelas pobres em metal, assim chamada porque essas estrelas estão em uma linha quase horizontal no diagrama H-R de muitos aglomerados de estrelas. As estrelas que fundem hélio ricas em metal, em vez disso, encontram-se na chamada aglomeração vermelha no diagrama H-R.[13]

Um processo análogo ocorre quando o hélio central se esgota e a estrela colapsa mais uma vez, fazendo com que o hélio em uma casca comece a se fundir. Ao mesmo tempo, o hidrogênio pode começar a fusão em uma camada do lado de fora da camada de queima de hélio. Isso coloca a estrela noramo assintótico das gigantes,uma segunda fase de gigante vermelha.[14]A fusão do hélio resulta na formação de um núcleo decarbono-oxigênio.Uma estrela abaixo de cerca de 8M☉nunca iniciará a fusão em seu núcleo degenerado de carbono-oxigênio.[12]Em vez disso, no final da fase do ramo assintótico das gigantes, a estrela ejetará suas camadas externas, formando umanebulosa planetáriacom o núcleo da estrela exposto, tornando-se finalmente umaanã branca.A ejeção da massa externa e a criação de uma nebulosa planetária finalmente encerram a fase de gigante vermelha da evolução da estrela.[10]A fase de 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 das gigantes vermelhas. As fases do ramo horizontal e do ramo assintótico das gigantes avançam dezenas de vezes mais rápido.

Se a estrela tem cerca de 0.2M☉a 0.5M☉,[12]é massiva o suficiente para se tornar uma gigante vermelha, mas não tem massa suficiente para iniciar a fusão do hélio.[9]Essas estrelas "intermediárias" esfriam um pouco e aumentam sua luminosidade, mas nunca atingem a ponta do ramo das gigantes vermelhas e do flash do núcleo de hélio. Quando a ascensão do ramo das gigantes vermelhas termina, estufam suas camadas externas de maneira muito parecida com uma estrela de ramo pós-assintótico das gigantes e então se tornam uma anã branca.

Estrelas que não se tornam gigantes vermelhas

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Estrelasde massa muito baixa sãototalmente convectivas[15][16]e podem continuar a fundirhidrogênioemhéliopor até um trilhão de anos[17]até que apenas uma pequena fração de toda a estrela seja hidrogênio. Aluminosidadee a temperatura aumentam constantemente durante esse período, assim como acontece com estrelas dasequência principalde maior massa, mas o período de tempo envolvido significa que a temperatura eventualmente aumenta cerca de 50% e a luminosidade cerca de 10 vezes. Eventualmente, o nível de hélio aumenta até o ponto em que a estrela deixa de ser totalmente convectiva e o hidrogênio restante preso no núcleo é consumido em apenas mais alguns bilhões de anos. Dependendo da massa, temperatura e a luminosidade continuam a aumentar por um tempo durante a queima da camada de hidrogênio, a estrela pode se tornar mais quente que oSole dezenas de vezes mais luminosa do que quando se formou, embora ainda não seja tão luminosa quanto o Sol. Depois de mais alguns bilhões de anos, eles começam a se tornar menos luminosas e mais frias, embora a queima da concha de hidrogênio continue. Estas tornam-seanãs brancasde hélio frio.[9]

Estrelas de massa muito alta se desenvolvem emsupergigantesque seguem umatrilha evolutivaque as leva para frente e para trás horizontalmente ao longo dodiagrama de Hertzsprung-Russell(H-R), na extremidade direita constituindosupergigantes vermelhas.Geralmente terminam sua vida como umasupernova tipo II.As estrelas mais massivas podem se tornarestrelas Wolf-Rayetsem se tornarem gigantes ou supergigantes.[18][19]

Planetas

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Gigantes vermelhos com planetas conhecidos: o tipo MHD 208527,HD 220074e, em fevereiro de 2014, algumas dezenas[20]de gigantes K conhecidos, incluindoPólux,Gamma CepheieIota Draconis.

Perspectivas de habitabilidade

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Embora tradicionalmente tenha sido sugerido que a evolução de umaestrelaem uma gigante vermelha tornará seu sistema planetário, se presente, inabitável, algumas pesquisas sugerem que, durante a evolução de uma estrela de 1M☉ao longo doramo das gigantes vermelhas,ela poderia abrigar umazona habitávelpor vários bilhões de anos em 2unidades astronômicas(UA) até cerca de 100 milhões de anos em 9 UA mais longe, dando talvez tempo suficiente para a vida se desenvolver em um mundo adequado. Após o estágio de gigante vermelha, haveria para tal estrela uma zona habitável entre 7 e 22 UA por mais um bilhão de anos.[21]Estudos posteriores refinaram este cenário, mostrando como para uma estrela de 1M☉a zona habitável dura de 100 milhões de anos para um planeta com umaórbitasemelhante à deMartea 210 milhões de anos para uma que orbita à distância deSaturnoaoSol,o tempo máximo (370 milhões de anos) correspondente a planetas orbitando à distância deJúpiter.No entanto, os planetas orbitando uma estrela de 0.5M☉em órbitas equivalentes às de Júpiter e Saturno estariam na zona habitável por 5.8 bilhões de anos e 2.1 bilhões de anos, respectivamente; para estrelas mais massivas que o Sol, os tempos são consideravelmente mais curtos.[22]

Aumento de planetas

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Em junho de 2014, 50planetas gigantesforam descobertos em torno deestrelas gigantes.No entanto, esses planetas gigantes são mais massivos do que os planetas gigantes encontrados em torno de estrelas do tipo solar. Isso pode ser porque estrelas gigantes são mais massivas do que oSol(estrelas menos massivas ainda estarão nasequência principale não terão se tornado gigantes ainda) e espera-se que estrelas mais massivas tenham planetas mais massivos. No entanto, as massas dos planetas que foram encontrados ao redor de estrelas gigantes não se correlacionam com as massas das estrelas; portanto, os planetas podem estar crescendo em massa durante a fase de gigante vermelha das estrelas. O crescimento da massa do planeta pode ser parcialmente devido ao acréscimo dovento estelar,embora um efeito muito maior seria o estouro doLóbulo de Rochecausando transferência de massa da estrela para o planeta quando o gigante se expande para a distância orbital do planeta.[23]

Exemplos bem conhecidos

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Muitas das estrelas brilhantes mais conhecidas são gigantes vermelhas, porque são luminosas e moderadamente comuns. A estrela variável doramo das gigantes vermelhasGamma Crucisé aestrela gigantede classe M mais próxima, à 88anos-luzde distância.[24]A estrela gigante vermelha K0Arcturusestá a 36 anos-luz.[25]

Ramo das gigantes vermelhas

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Gigantes Red clump

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O tamanho atual doSol(agora nasequência principal) em comparação com seu tamanho máximo estimado durante sua fase gigante vermelha no futuro

Ramo assintótico das gigantes

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O Sol como uma gigante vermelha

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OSolsairá dasequência principalem aproximadamente 5 bilhões de anos e começará a se transformar em uma gigante vermelha.[27][28]Como uma gigante vermelha, o Sol crescerá tanto que engoliraMercúrio,Vênuse possivelmente aTerra,[29]talvez atéMartee parte ou todo ocinturão de asteroides.

Referências

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