Saltar para o conteúdo

Gigante vermelha

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Uma gigante vermelha é uma estrela gigante luminosa de massa baixa ou intermediária (cerca de 0.3 a 8 massas solares M☉) em uma fase tardia da evolução 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 os tipos espectrais K e M, mas também estrelas de classe S e a maioria das estrelas 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 estrela Arcturus K0 RGB está a 36 anos-luz de distância, e Gamma Crucis é a gigante da classe M mais próxima, a 88 anos-luz de distância.

Características

[editar | editar código-fonte]
Mira, uma variável gigante vermelha do ramo assintótico das gigantes

Uma gigante vermelha é uma estrela que esgotou o suprimento de hidrogênio em seu núcleo e iniciou a fusão termonuclear do hidrogênio em uma camada que envolve o núcleo. Têm raios de dezenas a centenas de vezes maiores que o do Sol. 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 do ramo das gigantes vermelhas têm luminosidades de até quase 3.000 vezes a do Sol (L☉), tipos espectrais de 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 no ramo horizontal são mais quentes, com apenas uma pequena faixa de luminosidade em torno de 75 L☉. As estrelas de ramo assintótico das gigantes variam 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 as estrelas de carbono do tipo C-N e C-R tardia, produzidas quando o carbono e outros elementos são convectados para a superfície no que é chamado de dragagem.[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 uma fotosfera bem 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 ao Sol, cujas fotosferas têm um grande número de pequenas células de convecção (grânulos solares), as fotosferas de gigantes vermelhas, bem como as de supergigantes vermelhas, têm apenas algumas células grandes, as características que causam as variações de brilho tão comuns em ambos os tipos de estrelas.[8]

Evolução

[editar | editar código-fonte]
Esta imagem acompanha a vida de uma estrela semelhante ao Sol, desde seu nascimento no lado esquerdo da moldura até sua evolução para uma gigante vermelha à direita após bilhões de anos
Ver artigo principal: Evolução estelar § Estrelas de tamanho médio

As gigantes vermelhas evoluíram de estrelas da sequência principal com massas na faixa de cerca de 0.3 M☉ a cerca de 8 M☉.[9] Quando uma estrela se forma inicialmente a partir de uma nuvem molecular em colapso no meio interestelar, ela contém principalmente hidrogênio e hélio, com traços de "metais" (na estrutura estelar, isso simplesmente se refere a qualquer elemento que não seja hidrogênio ou hélio, ou seja, número atômico maior 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 a fundir o hidrogênio (alguns milhões de Kelvin) e estabelece o equilíbrio 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 o Sol, 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 o princípio 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 da energia gravitacional e térmica em 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 a estrela subgigante. Quando o envelope da estrela esfria o suficiente, torna-se convectivo, a estrela para de se expandir, sua luminosidade começa a aumentar e a estrela está ascendendo no ramo das gigantes vermelhas do Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R).[10][11]

Mira A é 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 2 M☉,[12] o núcleo se tornará denso o suficiente para que a pressão de degeneração do elétron o impeça de colapsar ainda mais. Assim que o núcleo estiver degenerado, ele continuará a aquecer até atingir uma temperatura de aproximadamente 108 K, quente o suficiente para começar a fundir o hélio ao carbono por meio do processo triplo-alfa. Uma vez que o núcleo degenerado atinge 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 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 de ramo horizontal em 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 no ramo assintótico das gigantes, uma segunda fase de gigante vermelha.[14] A fusão do hélio resulta na formação de um núcleo de carbono-oxigênio. Uma estrela abaixo de cerca de 8 M☉ 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 uma nebulosa planetária com o núcleo da estrela exposto, tornando-se finalmente uma anã 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 0.2 M☉ a 0.5 M☉,[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

[editar | editar código-fonte]

Estrelas de massa muito baixa são totalmente convectivas[15][16] e podem continuar a fundir hidrogênio em hélio por até um trilhão de anos[17] até que apenas uma pequena fração de toda a estrela seja hidrogênio. A luminosidade e a temperatura aumentam constantemente durante esse período, assim como acontece com estrelas da sequência principal de 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 o Sol e 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-se anãs brancas de hélio frio.[9]

Estrelas de massa muito alta se desenvolvem em supergigantes que seguem uma trilha evolutiva que as leva para frente e para trás horizontalmente ao longo do diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R), na extremidade direita constituindo supergigantes vermelhas. Geralmente terminam sua vida como uma supernova tipo II. As estrelas mais massivas podem se tornar estrelas Wolf-Rayet sem se tornarem gigantes ou supergigantes.[18][19]

Planetas

[editar | editar código-fonte]

Gigantes vermelhos com planetas conhecidos: o tipo M HD 208527, HD 220074 e, em fevereiro de 2014, algumas dezenas[20] de gigantes K conhecidos, incluindo Pólux, Gamma Cephei e Iota Draconis.

Perspectivas de habitabilidade

[editar | editar código-fonte]

Embora tradicionalmente tenha sido sugerido que a evolução de uma estrela em uma gigante vermelha tornará seu sistema planetário, se presente, inabitável, algumas pesquisas sugerem que, durante a evolução de uma estrela de 1 M☉ ao longo do ramo das gigantes vermelhas, ela poderia abrigar uma zona habitável por vários bilhões de anos em 2 unidades 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 1 M☉ a zona habitável dura de 100 milhões de anos para um planeta com uma órbita semelhante à de Marte a 210 milhões de anos para uma que orbita à distância de Saturno ao Sol, o tempo máximo (370 milhões de anos) correspondente a planetas orbitando à distância de Júpiter. No entanto, os planetas orbitando uma estrela de 0.5 M☉ 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

[editar | editar código-fonte]

Em junho de 2014, 50 planetas gigantes foram descobertos em torno de estrelas 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 o Sol (estrelas menos massivas ainda estarão na sequência principal e 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 do vento estelar, embora um efeito muito maior seria o estouro do Lóbulo de Roche causando transferência de massa da estrela para o planeta quando o gigante se expande para a distância orbital do planeta.[23]

Exemplos bem conhecidos

[editar | editar código-fonte]

Muitas das estrelas brilhantes mais conhecidas são gigantes vermelhas, porque são luminosas e moderadamente comuns. A estrela variável do ramo das gigantes vermelhas Gamma Crucis é a estrela gigante de classe M mais próxima, à 88 anos-luz de distância.[24] A estrela gigante vermelha K0 Arcturus está a 36 anos-luz.[25]

Ramo das gigantes vermelhas

[editar | editar código-fonte]

Gigantes Red clump

[editar | editar código-fonte]
O tamanho atual do Sol (agora na sequência principal) em comparação com seu tamanho máximo estimado durante sua fase gigante vermelha no futuro

Ramo assintótico das gigantes

[editar | editar código-fonte]

O Sol como uma gigante vermelha

[editar | editar código-fonte]

O Sol sairá da sequência principal em 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 engolira Mercúrio, Vênus e possivelmente a Terra,[29] talvez até Marte e parte ou todo o cinturão de asteroides.

Referências

  1. ↑ Boothroyd, A. I.; Sackmann, I. ‐J. (1999). «The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up». The Astrophysical Journal. 510 (1): 232–250. Bibcode:1999ApJ...510..232B. arXiv:astro-ph/9512121Acessível livremente. doi:10.1086/306546 
  2. ↑ Suzuki, Takeru K. (2007). «Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line». The Astrophysical Journal. 659 (2): 1592–1610. Bibcode:2007ApJ...659.1592S. arXiv:astro-ph/0608195Acessível livremente. doi:10.1086/512600 
  3. ↑ Habing, Harm J.; Olofsson, Hans (2003). «Asymptotic giant branch stars». Asymptotic Giant Branch Stars. Bibcode:2003agbs.conf.....H 
  4. ↑ Deutsch, A. J. (1970). «Chromospheric Activity in Red Giants, and Related Phenomena». Ultraviolet Stellar Spectra and Related Ground-Based Observations. 36: 199–208. Bibcode:1970IAUS...36..199D. ISBN 978-94-010-3295-7. doi:10.1007/978-94-010-3293-3_33 
  5. ↑ Vlemmings, Wouter; Khouri, Theo; O’Gorman, Eamon; De Beck, Elvire; Humphreys, Elizabeth; Lankhaar, Boy; Maercker, Matthias; Olofsson, Hans; Ramstedt, Sofia; Tafoya, Daniel; Takigawa, Aki (dezembro de 2017). «The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA». Nature Astronomy (em inglês). 1 (12): 848–853. Bibcode:2017NatAs...1..848V. ISSN 2397-3366. arXiv:1711.01153Acessível livremente. doi:10.1038/s41550-017-0288-9 
  6. ↑ O’Gorman, E.; Harper, G. M.; Ohnaka, K.; Feeney-Johansson, A.; Wilkeneit-Braun, K.; Brown, A.; Guinan, E. F.; Lim, J.; Richards, A. M. S.; Ryde, N.; Vlemmings, W. H. T. (junho de 2020). «ALMA and VLA reveal the lukewarm chromospheres of the nearby red supergiants Antares and Betelgeuse». Astronomy & Astrophysics. 638: A65. Bibcode:2020A&A...638A..65O. ISSN 0004-6361. arXiv:2006.08023Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202037756 
  7. ↑ Wedemeyer, Sven; Kučinskas, Arūnas; Klevas, Jonas; Ludwig, Hans-Günter (1 de outubro de 2017). «Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars - VI. First chromosphere model of a late-type giant». Astronomy & Astrophysics (em inglês). 606: A26. Bibcode:2017A&A...606A..26W. ISSN 0004-6361. arXiv:1705.09641Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201730405 
  8. ↑ Schwarzschild, Martin (1975). «On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants». Astrophysical Journal. 195: 137–144. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313 
  9. ↑ a b c Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). «The End of the Main Sequence». The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125Acessível livremente 
  10. ↑ a b c d Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics 4th ed. [S.l.]: Saunders College Publishing. pp. 321–322. ISBN 0-03-006228-4 
  11. ↑ Tiago L. Campante; Nuno C. Santos; Mário J. P. F. G. Monteiro (3 de novembro de 2017). Asteroseismology and Exoplanets: Listening to the Stars and Searching for New Worlds: IVth Azores International Advanced School in Space Sciences. [S.l.]: Springer. pp. 99–. ISBN 978-3-319-59315-9 
  12. ↑ a b c Fagotto, F.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (1994). «Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008». Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 105. 29 páginas. Bibcode:1994A&AS..105...29F 
  13. ↑ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). «The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump». The Astrophysical Journal. 511 (1): 225–234. Bibcode:1999ApJ...511..225A. arXiv:astro-ph/9808253Acessível livremente. doi:10.1086/306655 
  14. ↑ Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). «Our Sun. III. Present and Future». The Astrophysical Journal. 418. 457 páginas. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407 
  15. ↑ Reiners, A.; Basri, G. (2009). «On the magnetic topology of partially and fully convective stars». Astronomy and Astrophysics. 496 (3). 787 páginas. Bibcode:2009A&A...496..787R. arXiv:0901.1659Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:200811450 
  16. ↑ Brainerd, Jerome James (16 de fevereiro de 2005). «Main-Sequence Stars». Stars. The Astrophysics Spectator. Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  17. ↑ Richmond, Michael. «Late stages of evolution for low-mass stars». Consultado em 29 de dezembro de 2006 
  18. ↑ Crowther, P. A. (2007). «Physical Properties of Wolf-Rayet Stars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45 (1): 177–219. Bibcode:2007ARA&A..45..177C. arXiv:astro-ph/0610356Acessível livremente. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 
  19. ↑ Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; et al. (12–16 de julho de 2010). G. Rauw; M. De Becker; Y. Nazé; J.-M. Vreux; et al., eds. «Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective». Liège. Société Royale des Sciences de Liège, Bulletin (Proceedings of the 39th Liège Astrophysical Colloquium). v1. 80 (39): 266–278. Bibcode:2011BSRSL..80..266M. arXiv:1101.5873Acessível livremente 
  20. ↑ http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=planets
  21. ↑ Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (2005). «Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?». The Astrophysical Journal. 627 (2): 974–985. Bibcode:2005ApJ...627..974L. arXiv:astro-ph/0503520Acessível livremente. doi:10.1086/430416 
  22. ↑ Ramirez, Ramses M.; Kaltenegger, Lisa (2016). «Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars». The Astrophysical Journal. 823 (1). 6 páginas. Bibcode:2016ApJ...823....6R. arXiv:1605.04924Acessível livremente. doi:10.3847/0004-637X/823/1/6 
  23. ↑ Jones, M. I.; Jenkins, J. S.; Bluhm, P.; Rojo, P.; Melo, C. H. F. (2014). «The properties of planets around giant stars». Astronomy & Astrophysics. 566: A113. Bibcode:2014A&A...566A.113J. arXiv:1406.0884Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201323345 
  24. ↑ Ireland, M. J.; et al. (maio de 2004). «Multiwavelength diameters of nearby Miras and semiregular variables». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 350 (1): 365–374. Bibcode:2004MNRAS.350..365I. arXiv:astro-ph/0402326Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x 
  25. ↑ Abia, C.; Palmerini, S.; Busso, M.; Cristallo, S. (2012). «Carbon and oxygen isotopic ratios in Arcturus and Aldebaran. Constraining the parameters for non-convective mixing on the red giant branch». Astronomy & Astrophysics. 548: A55. Bibcode:2012A&A...548A..55A. arXiv:1210.1160Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201220148 
  26. ↑ Alves, David R. (2000). «K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity». The Astrophysical Journal. 539 (2): 732–741. Bibcode:2000ApJ...539..732A. arXiv:astro-ph/0003329Acessível livremente. doi:10.1086/309278 
  27. ↑ Nola Taylor Redd. «Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun». space.com. Consultado em 20 de fevereiro de 2016 
  28. ↑ Schröder, K.-P.; Connon Smith, R. (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. arXiv:0801.4031Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x 
  29. ↑ Siegel, Ethan (8 de fevereiro de 2020). «Ask Ethan: Will The Earth Eventually Be Swallowed By The Sun?». Forbes (em inglês). Consultado em 12 de março de 2021 
Obtida de "https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Gigante_vermelha&oldid=64876652"