Estrella Super-AGB - Super-AGB star
Una estrella super-AGB es una estrella con una masa intermedia entre las que terminan con sus vidas como una enana blanca y las que terminan con una supernova de colapso del núcleo , y propiedades intermedias entre las estrellas de rama gigante asintótica (AGB) y las supergigantes rojas . Tienen masas iniciales de 7,5 a 9,25 M ☉ en los modelos de evolución estelar , pero han agotado su núcleo de hidrógeno y helio, abandonaron la secuencia principal y se expandieron para volverse grandes, fríos y luminosos.
Diagrama de HR
Las estrellas Super-AGB ocupan la parte superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) y tienen temperaturas frías entre 3000 y 4000 K , que es similar a las estrellas AGB normales y las estrellas supergigantes rojas (estrellas RSG). Estas bajas temperaturas permiten que las moléculas se formen en sus fotosferas y atmósferas. Las estrellas Super-AGB emiten la mayor parte de su luz en el espectro infrarrojo debido a sus temperaturas extremadamente frías.
El límite de Chandrasekhar y su vida
El núcleo de una estrella super-AGB puede crecer hasta (o superar) la masa de Chandrasekhar debido a la continua combustión de la capa de hidrógeno (H) y helio (He), terminando como supernovas de colapso del núcleo . Se teoriza que las estrellas super-AGB más masivas (alrededor de 9 M ☉ ) terminan en supernovas de captura de electrones . El error en esta determinación debido a las incertidumbres en la eficiencia del tercer dragado y la tasa de pérdida de masa AGB podría conducir a una duplicación del número de supernovas capturadoras de electrones, lo que también respalda la teoría de que estas estrellas constituyen el 66% del supernovas detectadas por satélites.
Estas estrellas se encuentran en una etapa de vida similar a las estrellas gigantes rojas, como Aldebaran , Mira y Chi Cygni , y se encuentran en una etapa en la que comienzan a brillar y su brillo tiende a variar, junto con su tamaño y temperatura.
Estas estrellas representan una transición a las estrellas supergigantes más masivas que experimentan una fusión completa de elementos más pesados que el helio. Durante el proceso triple-alfa , también se producen algunos elementos más pesados que el carbono: principalmente oxígeno, pero también algo de magnesio, neón e incluso elementos más pesados, obteniendo un núcleo de oxígeno - neón (ONe). Las estrellas super-AGB desarrollan núcleos de carbono-oxígeno parcialmente degenerados que son lo suficientemente grandes como para encender carbono en un destello análogo al destello de helio anterior . El segundo dragado es muy fuerte en este rango de masas y mantiene el tamaño del núcleo por debajo del nivel requerido para la quema de neón como ocurre en las supergigantes de mayor masa.
Referencias
La atribución contiene texto copiado de la rama gigante asintótica disponible bajo CC-BY-SA-3.0