Gigante rojo

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Esta imagen reproduce el ciclo de vida de una estrella de la masa del Sol desde su formación (izquierda) hasta su evolución hacia una gigante roja después de miles de millones de años (derecha).

Una gigante roja es una estrella gigante de masa pequeña o intermedia (alrededor de 0,3–8 M [1] [2] ) en las etapas finales de su evolución . La atmósfera de estas estrellas está muy enrarecida y extendida y, en consecuencia, el radio es mucho mayor y la temperatura superficial más baja (menos de 5.000 K [3] ) en comparación con estrellas de igual masa que aún no han abandonado la secuencia . Su color varía de amarillo anaranjado a rojo, lo que las hace asignar a las clases espectrales K y M. estrellas de clase S y la mayoría de las estrellas de carbono también son gigantes rojas [4] .

Aunque todas las gigantes rojas se encuentran en las etapas finales de su evolución, se pueden dividir según su posición en el diagrama HR , que corresponde a la etapa evolutiva precisa que han alcanzado. La mayoría de ellas se ubican en la parte final de la rama de las gigantes rojas , donde hay estrellas que tienen un núcleo degenerado de helio y en las que se produce la fusión del hidrógeno en una capa que envuelve el núcleo. Las gigantes rojas que, en cambio, fusionan el helio en carbono a través del proceso de tres alfa, se colocan en la parte más fría de la rama horizontal . Finalmente, en la rama asintótica de los gigantes están las estrellas que fusionan el helio en carbono en una capa dispuesta alrededor de un núcleo de carbono degenerado y el hidrógeno en helio en una capa fuera de la primera [5] .

La estrella gigante roja más cercana es γ Crucis , distante 88 al [6] , pero el gigante naranja Arturo , muy lejos 36 al , a veces se describe como una gigante roja.

Características físicas

El gigante rojo Mira

Las gigantes rojas se caracterizan por un radio de decenas o cientos de veces mayor que el del Sol. El considerable aumento de tamaño produce una rarefacción de las capas más externas de la estrella y una disminución de su temperatura en comparación con las estrellas de igual masa en la secuencia principal, por lo que adquiere un color rojo anaranjado. Aunque la disminución de temperatura produce, según la ley de Stefan-Boltzmann , una reducción de la radiación emitida por unidad de área, las gigantes rojas son generalmente mucho más brillantes que el Sol debido a su tamaño y gran superficie radiante [7] .

Las estrellas pertenecientes a la rama del gigante rojo son de clase espectral K o M, tienen una temperatura superficial de 3000-4000 K , tienen un radio de 20-100 veces el del Sol y son de cien a varios cientos de veces más brillantes que las nuestras. .estrella. Las estrellas de la rama horizontal son generalmente más calientes que las de la rama gigante roja, mientras que las de la rama asintótica de los gigantes son unas diez veces más brillantes que las de la rama gigante roja, aunque son mucho más raras [8] .

Entre las estrellas de la rama asintótica de los gigantes, las de tipo CN y CR tienen gran abundancia de carbono y otros metales en la superficie. Estos elementos son transportados a la superficie a través de un proceso llamado dragado (en inglés dragado), que consiste en movimientos convectivos que transportan los productos de fusión desde las áreas del interior de la estrella hasta la superficie [9] . El primer dragado ocurre cuando la estrella está en la rama gigante roja y fusiona el hidrógeno en una capa que rodea el núcleo inerte de helio, pero no hace que el carbono domine en la superficie, que es producido por la segunda y la tercera. dragados, que ocurren cuando la estrella está en la rama asintótica de los gigantes, durante la fase de fusión del helio alrededor del núcleo de carbono inerte [8] .

Los límites de una gigante roja no están definidos con precisión, al contrario de lo que se representa en muchas ilustraciones. Debido a la baja densidad de sus capas superficiales, estas estrellas no poseen una fotosfera bien definida y no existe un límite definido entre sus atmósferas y sus coronas . Los gigantes rojos menos calientes exhiben espectros complejos con líneas espectrales de moléculas , máseres y , a veces, emisiones .

Si bien el Sol tiene una gran cantidad de pequeñas células convectivas (los gránulos solares ), la fotosfera de los gigantes, así como las de las supergigantes , tienen un número limitado de células grandes, responsables de algunas de las variaciones que son comunes en este tipo de estrellas [10] .

Evolución

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Evolución estelar § Estrellas con masas entre 0.08 y 8-10 M☉ .
Mira A está liberando sus capas superficiales en el espacio [11]

Las gigantes rojas son estrellas de masa media o gigantes (de aprox. 0,3 M aprox. 8 M [1] [2] ) que abandonaron la secuencia principal debido al agotamiento del hidrógeno en sus núcleos [12] . La permanencia dentro de la secuencia principal de una estrella de la masa del Sol es de unos 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas que el Sol queman su combustible nuclear mucho más rápido y por lo tanto permanecen dentro de la secuencia principal por un período de tiempo más corto, mientras que las estrellas menos masivas por un período de tiempo más largo (hasta 1000 mil millones de años) [5] [12] .

La rama de las gigantes rojas

Cuando las estrellas de masa media y pequeña se quedan sin hidrógeno en sus núcleos, las reacciones nucleares cesan dentro del núcleo, que así comienza a contraerse debido a su propia fuerza de gravedad . La contracción produce un aumento de temperatura del núcleo que es capaz de encender reacciones nucleares en una capa que lo rodea. Debido a las temperaturas más altas, la velocidad de las reacciones nucleares es mayor y esto hace que la estrella aumente su brillo en un factor de entre 100 y 1000 [8] . El aumento de la densidad del núcleo y su temperatura resulta en una expansión de las capas superficiales de la estrella: esto ocurre porque la estrella tiende a conservar su energía total y por lo tanto tanto su energía potencial gravitacional como su energía térmica : consecuentemente cada contracción de el núcleo debe ir acompañado de una expansión de las superficies de la estrella para conservar la energía potencial gravitacional total; además, un aumento de la temperatura central debe corresponder a una disminución de la temperatura de las superficies para conservar la energía térmica total [13] [14] [15] . Por tanto, la estrella gasta una parte de la energía producida en expandirse. Dado que la energía producida se libera sobre una superficie mayor y una parte de ella se disipa en la expansión, esto da como resultado una temperatura superficial más baja de la estrella [15] , que por lo tanto emite radiación a longitudes de onda más largas volviéndose más roja. De ahí el nombre de gigante roja , aunque el color a veces se acerca más al naranja. En esta fase evolutiva la estrella viaja a lo largo de la rama de las gigantes rojas en el diagrama HR , es decir, se mueve hacia la derecha y hacia arriba en el diagrama debido al aumento de brillo y la disminución de la temperatura superficial [5] . La temperatura más baja determina la formación de una envoltura convectiva en las estrellas más masivas y en las estrellas menos masivas la profundización de la zona convectiva ya existente en la fase de secuencia principal. Esto se debe a que la disminución de temperatura da como resultado una mayor opacidad de las capas periféricas de la estrella y, en consecuencia, el transporte de energía por radiación ya no sería eficiente. La zona convectiva transporta el material presente en las capas internas de la estrella (aunque no el presente en el núcleo) hacia la superficie. Este material es más rico en productos de fusión de hidrógeno que en la superficie y, en consecuencia, algunos metales aparecen en la superficie. Este proceso se denomina primer dragado [8] .

Traza evolutiva posterior a la secuencia principal en el dígrafo HR de una estrella de la masa del Sol. Distinguimos la rama de los gigantes rojos hasta la ignición del helio , la rama horizontal de los gigantes en la que la posición de la estrella en el diagrama es cercana a la secuencia principal, la rama asintótica de los gigantes y, finalmente, el poste. -Evolución de AGB con la interrupción de la fusión nuclear .

Durante su estancia en la rama del gigante rojo, el núcleo estelar sigue aumentando su temperatura, acelerando gradualmente la velocidad de las reacciones nucleares en la capa de hidrógeno. Esto produce un aumento progresivo del brillo de la estrella y su expansión: por lo tanto, la estrella continúa moviéndose hacia arriba y hacia la derecha en el diagrama HR. Cuando el núcleo alcanza temperaturas cercanas a los 10 8 K, desencadena la fusión del helio en el núcleo de la estrella [8] .

La rama horizontal de los gigantes

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Rama horizontal .

La ignición del helio ocurre de manera diferente dependiendo de la masa inicial de la estrella. En estrellas con masa menor o igual a 2 M [16] el núcleo se vuelve hacia el final de la fase de gigante roja lo suficientemente denso como para degenerar debido a la presión de los electrones. Este núcleo degenerado continúa aumentando su temperatura hasta que alcanza las condiciones de ignición del helio. El inicio de la fusión del helio ocurre simultáneamente en todo el núcleo en un proceso llamado helio flash, ya que el gas degenerado no reacciona al aumento de temperatura expandiéndose. Sólo cuando la temperatura alcanza niveles tales que producen presiones similares a las de los electrones degenerados, la degeneración se elimina y el núcleo se expande [17] . En las estrellas más masivas de 2 M la temperatura adecuada para la fusión del helio se alcanza antes de que el núcleo se degenere y, por lo tanto, la ignición del helio se produce más lentamente, sin ningún destello [18] .

La ignición del helio en el núcleo provoca su expansión, mientras que, por el contrario, las capas superficiales de la estrella se vuelven a contraer. La contracción produce un aumento de la temperatura superficial y el consecuente cese de los movimientos convectivos y el dragado. Luego, la estrella se mueve horizontalmente hacia la izquierda en el diagrama HR, volviéndose menos roja nuevamente y regresando a la secuencia principal [5] . Por lo tanto, las estrellas más pobres de los metales están dispuestas a lo largo de la rama horizontal de los gigantes, las ricas en metales en el llamado grupo rojo (literalmente: grupo rojo ) [8] . En este punto, la estrella alcanza un nuevo equilibrio, en cierto modo similar al de las estrellas de la secuencia principal, con la diferencia de que la energía no se produce por la fusión del hidrógeno en helio, sino por la del helio en carbono [19] . En cualquier caso, las estrellas pertenecientes a la rama horizontal y al cúmulo rojo, aunque ubicadas cerca de la secuencia principal, son mucho más brillantes que las estrellas de la secuencia principal de masa correspondiente debido a la mayor cantidad de energía producida en un núcleo estelar mucho más caliente.

La rama asintótica de los gigantes

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Rama asintótica de gigantes .
Esquema de la estructura del núcleo de una gigante roja perteneciente a la rama asintótica.

Así como en las estrellas de la secuencia principal se produce una acumulación progresiva de helio en el centro de la estrella hasta la formación de un núcleo inerte, de la misma forma el carbono, producido por la fusión del helio, se acumula lentamente en el centro de las estrellas. que se encuentran en la rama horizontal. A medida que el helio se agota en el núcleo, se vuelve a contraer y aumenta su temperatura. Luego se forma un núcleo de carbono inerte en el centro de la estrella, mientras que las reacciones nucleares tienen lugar en una capa fuera de este núcleo en la que se funde el helio. Incluso más externamente, el hidrógeno se derrite. Esta nueva configuración de la estructura estelar produce una expansión de las capas superficiales de la estrella y una disminución de su temperatura, en cierto modo paralela a las que caracterizan la entrada en la rama de las gigantes rojas. La estrella se mueve hacia la derecha y hacia arriba en el diagrama HR hasta que cruza el área de las supergigantes rojas . Por tanto, la estrella entra en la rama asintótica gigante [20] .

La expansión de la estrella es incluso mayor que la que se produce en la rama de las gigantes rojas y su brillo, en consecuencia, mayor [21] . Se reforma una zona de convección en la superficie, sacando a la superficie los materiales presentes en las zonas profundas de la estrella. Por tanto, existe un segundo dragado, que siendo la zona convectiva más ancha que la anterior para llegar al núcleo estelar, saca a la superficie los productos del proceso tres alfa y del proceso s , enriqueciéndolo así con helio, carbono y otros metales [22] . En consecuencia, la mayoría de las estrellas en esta fase evolutiva se convierten en estrellas de carbono [23] .

La pérdida de masa causada por el viento estelar , insignificante en las fases anteriores, se produce durante esta fase constante debido al tamaño considerable alcanzado por la estrella, lo que significa que las áreas de la superficie solo están unidas gravitacionalmente débilmente. Las estrellas de la rama asintótica pierden masa a través de vientos estelares lentos ( 5-30 km / s ) a una velocidad de 1 × 10 −8 M por año [13] .

Evolución post-AGB

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Nebulosa protoplanetaria .

Estrellas con una masa inicial menor que 8 M nunca alcanzan en sus núcleos condiciones de densidad y temperatura suficientes para desencadenar la fusión del carbono [24] . En cambio, hacia el final de su permanencia en la rama asintótica de los gigantes, estas estrellas se vuelven cada vez más inestables y sufren pulsaciones muy grandes en las que pierden cantidades cada vez mayores de material [25] . Al final de esta fase evolutiva, pierden las capas que rodean el núcleo estelar, formando una nebulosa planetaria [26] . El núcleo está cada vez más expuesto y la estrella recorre el diagrama HR de derecha a izquierda a medida que las capas internas más cálidas se vuelven visibles. Con el agotamiento del helio en el núcleo, cesan las reacciones nucleares, el brillo de la estrella disminuye y se convierte en una enana blanca [27] . Para las estrellas con una masa igual a la del Sol, la fase gigante dura aproximadamente dos mil millones de años, o el 15% de su existencia, la mayor parte de los cuales se gastan en la rama de las gigantes rojas. El hecho de que las estrellas permanezcan mucho más tiempo en la rama de gigante roja que en la rama horizontal o asintótica explica por qué las estrellas del primer tipo son mucho más numerosas que las estrellas de los otros dos tipos [28] .

Estrellas con masa entre 0,3 y 0.5 M [16] son lo suficientemente masivos como para convertirse en gigantes, pero no lo suficientemente masivos como para desencadenar la fusión del helio [12] . Cuando escapan de la secuencia principal por falta de hidrógeno en sus núcleos, estas estrellas aumentan su tamaño y brillo, pero el núcleo nunca alcanza las condiciones de densidad y temperatura para desencadenar el destello de helio. Luego ascienden por la rama de las gigantes rojas, pero en algún momento liberan las capas superficiales, al igual que las gigantes de la rama asintótica, y se convierten en enanas blancas [16] .

Estrellas que no se vuelven gigantes

Estrellas de masa muy baja y estrellas con masa superior a 8 M nunca se conviertan en gigantes. Estrellas con una masa menor que 0.35 M son completamente convectivos [29] [30] y fusionan lentamente hidrógeno en helio agitando continuamente los productos de reacciones nucleares en todo el volumen de la estrella [31] hasta que, después de cientos de miles de millones de años, solo una pequeña fracción de la estrella está compuesta de hidrógeno. Durante este largo período, la temperatura y el brillo de la estrella aumentan, pero la estrella nunca se convierte en gigante. Cuando el hidrógeno se agota, se convierten en enanas blancas de helio [12] .

Las estrellas muy masivas se convierten en supergigantes y se mueven a lo largo de una trayectoria evolutiva horizontal en el diagrama HR hasta que se convierten en supergigantes rojas . Concluyen su existencia en supernovas de tipo II . Las estrellas más masivas pueden convertirse directamente en estrellas Wolf-Rayet sin pasar por la fase gigante o supergigante [32] [33] .

Planetas

Se sabe que unas pocas docenas de gigantes rojas tienen planetas en órbita [34] . Entre estos, los gigantes rojos de la clase espectral M HD 208527 y HD 220074 y los gigantes de la clase K Pollux , Alrai y ι Draconis .

Posible habitabilidad

Aunque tradicionalmente se cree que la evolución de una estrella a gigante roja haría inhabitable su sistema planetario , si está presente, algunos investigadores han sugerido que, durante la fase de gigante roja, una estrella de la masa del Sol podría albergar un planeta habitable. zona a la distancia de 2 au durante más de mil millones de años y una zona habitable de unos cientos de millones de años a una distancia de 5 au , tiempo que se considera suficiente para que la vida se desarrolle en un planeta con las condiciones adecuadas. En la fase de fusión de helio, por otro lado, la zona habitable se movería a una distancia entre 7 y 22 au . Dado que esta fase también duraría cientos de millones de años, la vida podría desarrollarse nuevamente en la nueva área [35] .

Dimensiones de los planetas

Los planetas gigantes que orbitan a los gigantes rojos suelen ser más masivos que los que orbitan las estrellas de la secuencia principal. Hay dos posibles explicaciones para este hecho. La primera es que las estrellas gigantes que existen actualmente son generalmente más masivas que el Sol, ya que las estrellas de tipo solar e incluso las estrellas de menor masa aún no han tenido tiempo de evolucionar a gigantes rojas. Dado que la estrella es generalmente más masiva, cuanto más masivos son los planetas que la orbitan, esto explicaría esta diferencia de masas. Sin embargo, la masa de los planetas que orbitan estrellas gigantes no se correlacionaría con la masa de las estrellas; esto sugiere que los planetas experimentan un proceso de acreción durante la fase de gigante roja de su estrella. El responsable de este proceso podría ser el viento estelar que se hace más notorio en las estrellas gigantes o el escape de la estrella de su lóbulo de Roche durante su expansión, con la consiguiente transferencia de material de la estrella al planeta [36] .

El destino del sol

El tamaño del Sol en la secuencia principal y en la fase de gigante roja.

Se estima que el Sol alcanzará la etapa de gigante roja en unos 5 mil millones de años, cuando alcanzará dimensiones de 20 (mínimo) a 130 veces (máximo) más grandes que las actuales, cercanas a 1,2 au [37] , tanto que es casi seguro que su atmósfera externa incorpore Mercurio y Venus . El destino de nuestro planeta, la Tierra [37] es incierto: podría incorporarse a la gigante roja o podría salvarse ya que la pérdida de masa de nuestra estrella ensancharía su órbita, que en consecuencia se deslizaría hasta casi 1,7 au [38] . Incluso si ocurriera esta salida del Sol, la mayor parte, si no toda, de la vida en la Tierra se extinguiría debido al gran aumento de la radiación del gigante [38] . En cualquier caso, se ha especulado que incluso si la Tierra se alejara del gigante, produciría una " protuberancia de marea " en la superficie de la estrella que la seguiría en su órbita, ralentizándola lentamente hasta decaer en el gigante. [28] .

Después de aproximadamente dos mil millones de años en la fase de gigante roja, el Sol expulsará las capas más externas, exponiendo su núcleo y convirtiéndose en una enana blanca [28] y en la Tierra y los otros planetas más externos ya no habrá suficiente luz para desarrollarse. Otras formas de vida.

Ejemplos notables de gigantes rojas

Aunque las gigantes rojas son relativamente raras en comparación con las estrellas de la secuencia principal debido a la menor duración de la fase gigante en comparación con la secuencia principal, no obstante, son visibles a simple vista en un buen número debido a su brillo. El gigante rojo más brillante del cielo es Arcturus (α Bootis), la cuarta estrella más brillante del cielo nocturno , de magnitud -0,05. Es una estrella de clase K, probablemente en la fase de fusión de helio [39] . Arturo es también el gigante rojo más cercano a la Tierra con una distancia de 33,6 a [39] . Con un brillo total de alrededor de 200 L [40] , Arturo es el objeto más brillante en el rango de 50 al de la Tierra [41] .

La estrella gigante Aldebarán .

La segunda gigante roja más brillante es Aldebarán (α Tauri), la decimocuarta estrella más brillante del cielo nocturno, de magnitud 0,98. Es una estrella distante de clase K 67 al de la Tierra, cuyo estado evolutivo preciso no está claro [42] . Teniendo en cuenta la radiación emitida en el infrarrojo , Aldebarán es unas 500 veces más brillante que el Sol [43] .

El tercer gigante rojo más brillante es Gacrux (γ Crucis). De magnitud 1,63 y de clase espectral M, se trata de 88 a de la Tierra [44] . Es una variable semirregular con períodos de variación no bien definidos [45] .

Otro gigante rojo digno de mención es Mira (ο Ceti), la primera estrella variable en ser descubierta, además de las novas [46] . Es un gigante de tipo M perteneciente a la rama asintótica, intrínsecamente muy brillante (8.500 L ) [47] . Sufre pulsaciones que producen importantes variaciones de tamaño y brillo. Durante el período de aproximadamente 330 días, la estrella varía su brillo de magnitud 3 a magnitud 9, volviéndose en su mínimo invisible a simple vista. [47]

Nota

  1. a b FC Adams, GJ Graves, G. Laughlin, Red Dwarfs and the End of the Main Sequence , en Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísic , vol. 22, 2004, págs. 46-49. Consultado el 7 de septiembre de 2015 .
  2. ^ a b Ka Chun Yu, Giants Stars ( PDF ), en Génesis: Búsqueda de orígenes , NASA. Consultado el 6 de septiembre de 2015 .
  3. ^ Jean Tate, Red Giant , en Universe Today . Consultado el 6 de septiembre de 2015 .
  4. ^ Bob King, Carbon Stars Will Make You See Red , en Universe Today , 3 de diciembre de 2014. Consultado el 7 de septiembre de 2015 .
  5. ^ a b c d Michael A. Zeilik y Stephan A. Gregory, Introducción a la astronomía y la astrofísica , 4ª ed., Saunders College Publishing, 1998, págs. 321–322, ISBN 0-03-006228-4 .
  6. ^ (EN) Elizabeth Howell,Gamma Crucis (Gamma Crucis): Estrella gigante roja más cercana a la Tierra en Space.com. Consultado en diciembre de 2020 .
  7. ^ Fraser Cain, Star Luminosity . Universe Today , 6 de febrero de 2009. Consultado el 7 de septiembre de 2015 .
  8. ^ a b c d e f Max Pettini, Evolución posterior a la secuencia principal: I: Estrellas de masa solar ( PDF ), en ast.cam.ac.uk , Universidad de Cambridge. Instituto de Astronomía. Consultado el 7 de septiembre de 2015 (archivado desde el original el 23 de septiembre de 2015) .
  9. ^ Arnold Boothroyd, I.-Juliana Sackmann, Los isótopos CNO: circulación profunda en gigantes rojos y primer y segundo dragado , en The Astrophysical Journal , vol. 510, n. 1, 1999, págs. 232-250, DOI : 10.1086 / 306546 . Consultado el 24 de marzo de 2015 .
  10. Martin Schwarzschild, Sobre la escala de la convección fotosférica en gigantes rojas y supergigantes , en Astrophysical Journal , vol. 195, 1975, págs. 137-144, DOI : 10.1086 / 153313 . Consultado el 25 de marzo de 2015 .
  11. ^ Viendo el corazón de Mira A y su socio , en www.eso.org , European Southern Observatory. Consultado el 25 de marzo de 2015 .
  12. a b c d G. Laughlin, P. Bodenheimer, FC Adams, El final de la secuencia principal , en The Astrophysical Journal , vol. 482, n. 1, 1997, págs. 420-432. Consultado el 26 de marzo de 2015 .
  13. ^ a b Max Pettini, Evolución estelar I: Vida en la secuencia principal ( PDF ), en ast.cam.ac.uk , Instituto de Astronomía, Universidad de Cambridge. Obtenido el 10 de junio de 2015 (archivado desde el original el 4 de marzo de 2016) .
  14. ^ Onno Pols, Evolución de la secuencia posterior a la quema de helio ( PDF ), en astro.ru.nl , Departamento de Astrofísica / IMAPP, Universidad de Radboud en Nijmegen. Consultado el 10 de junio de 2015 .
  15. a b Jim Brainerd, Red Giant Evolution , en The Astrophysics Spectator . Consultado el 4 de abril de 2015 .
  16. ^ a b c F. Fagotto y col. , Secuencias evolutivas de modelos estelares con nuevas opacidades radiativas. IV. Z = 0,004 y Z = 0,008 , en Astronomía y Astrofísica Supl. , vol. 105, 1994, págs. 29-38. Consultado el 31 de marzo de 2015 .
  17. ^ David Darling, Flash de helio , en Enciclopedia de las ciencias . Consultado el 26 de octubre de 2015 .
  18. ^ Norbert Langer, Evolución posterior a la secuencia principal mediante la quema de helio ( PDF ), en astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Consultado el 11 de diciembre de 2015 (archivado desde el original el 13 de octubre de 2014) .
  19. ^ Gigantes y supergigantes , en cronodon.com , Cronodon. Consultado el 1 de abril de 2015 .
  20. ^ Falk Herwing, Evolución de estrellas de ramas gigantes asintóticas , en Revisión anual de Astronomía y astrofísica , vol. 43, n. 1, 2005, págs. 435-479, DOI : 10.1146 / annurev.astro.43.072103.150600 . Consultado el 11 de diciembre de 2015 .
  21. ^ R. Guandalini, S. Cristallo, Luminosidades de estrellas ramificadas gigantes asintóticas ricas en carbono en la Vía Láctea , en Astronomy & Astrophysics , vol. 555, 2013, págs. id. A120, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321225 . Consultado el 1 de enero de 2016 .
  22. N. Mowlavi, Sobre el tercer fenómeno de dragado en estrellas asintóticas de ramas gigantes , en Astronomy and Astrophysics , vol. 344, 1999, págs. 617-631. Consultado el 11 de diciembre de 2015 .
  23. ^ (EN) Fraser Cain, Carbon Stars , Universe Today, febrero de 2009. Recuperado en diciembre de 2020.
  24. ^ Jim Kaler, La naturaleza de las estrellas , sobre estrellas , Universidad de Illinois. Consultado el 2 de enero de 2015 .
  25. ^ D. Engels, AGB and post-AGB stars , en arXiv.org , Cornell University, 12 de agosto de 2005. Consultado en diciembre de 2020 .
  26. ^ NT Redd, Nebulosa planetaria: gas y polvo, y sin planetas involucrados , en Space.com . Consultado el 2 de enero de 2015 .
  27. ^ NT Redd, White Dwarfs: Compact Corpses of Stars , en Space.com . Consultado el 2 de enero de 2015 .
  28. a b c Schröder, R. Connon Smith, El futuro distante del Sol y la Tierra revisitado , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 386, n. 1, 2008, págs. 155-163, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x . Consultado el 2 de enero de 2016 .
  29. ^ A. Reiners, G. Basri, Sobre la topología magnética de las estrellas convectivas total y parcialmente , en Astronomy and Astrophysics , vol. 496, n. 3, 2009, págs. 787-790, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . Consultado el 4 de abril de 2015 .
  30. ^ Jerome James Brainerd, Main-Sequence Stars , astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 16 de febrero de 2005. Consultado el 4 de abril de 2015 .
  31. ^ Richmond Michael, Etapas tardías de la evolución de estrellas de baja masa , en spiff.rit.edu . Consultado el 4 de abril de 2015 .
  32. ^ PA Crowther, Propiedades físicas de las estrellas Wolf-Rayet , en Revisión anual de Astronomía y Astrofísica , vol. 45, n. 1, 2007, págs. 177-219, DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615 . Consultado el 4 de abril de 2015 .
  33. ^ Georges Meynet y col. , Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective , in Société Royale des Sciences de Liège , vol. 80, n. 39, 2011, pp. 266–278. URL consultato il 4 aprile 2015 .
  34. ^ NASA Exoplanet archive , su exoplanetarchive.ipac.caltech.edu , NASA . URL consultato il 5 aprile 2015 .
  35. ^ B. Lopez J. Schneider, WC Danchi, Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars? , in The Astrophysical Journal , vol. 627, n. 2, 2005, pp. 974–985, DOI : 10.1086/430416 . URL consultato il 5 aprile 2015 .
  36. ^ MI Jones et al. , The properties of planets around giant stars , in Astronomy & Astrophysics , vol. 566, 2014, pp. A113, DOI : 10.1051/0004-6361/201323345 . URL consultato il 4 aprile 2015 .
  37. ^ a b Richard W. Pogge, The Once and Future Sun , su New Vistas in Astronomy , The Ohio State University (Department of Astronomy), 1997. URL consultato il 9 aprile 2015 .
  38. ^ a b IJ Sackmann, AI Boothroyd, KE Kraemer, Our Sun. III. Present and Future , in Astrophysical Journal , vol. 418, 1993, p. 457, DOI : 10.1086/173407 . URL consultato il 9 aprile 2015 .
  39. ^ a b alf Boo - Red Giant Branch star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'8 aprile 2015 .
  40. ^ Leen Decin, Synthetic spectra of cool stars observed with the Short-Wavelength Spectrometer: improving the models and the calibration of the instrument , Leuven, Katholieke Universiteit Leuven, 2000. URL consultato il 3 gennaio 2016 (archiviato dall' url originale il 4 ottobre 2006) .
  41. ^ Stars within 50 light years , su An Atlas of the Universe . URL consultato l'8 aprile 2015 .
  42. ^ alf Tau -- Long Period Variable candidate , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 3 gennaio 2016 .
  43. ^ L. Piau et al., Surface convection and red-giant radius measurements , in Astronomy and Astrophysics , vol. 526, 2011, pp. A100, DOI : 10.1051/0004-6361/201014442 . URL consultato l'8 aprile 2015 .
  44. ^ gam Cru -- High proper-motion Star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 3 gennaio 2016 .
  45. ^ Gacrux , su Solstation . URL consultato l'8 aprile 2015 .
  46. ^ Hartmut Frommert, The First Known Variable Stars , su spider.seds.org . URL consultato il 9 aprile 2015 .
  47. ^ a b Jim Kaler, Mira , su Stars , University of Illinois. URL consultato il 9 aprile 2015 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85112059 · GND ( DE ) 4178528-9