Estrella de carbono

De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a: navegación, búsqueda

Una estrella de carbono es una estrella de tipo tardío similar a las gigantes rojas (u ocasionalmente enana roja) cuya atmósfera contiene más carbono que oxígeno (a diferencia de las estrellas "normales"). Los dos elementos se combinan en las capas más externas de la estrella, formando monóxido de carbono, el cual consume todo el oxígeno en la atmósfera, dejando el carbono libre para formar otros compuestos de carbono, dando a la estrella una atmósfera "tiznada", y apariencia roja sobresaliente para observadores humanos. Las características espectrales de estas estrellas son muy distintivas, y fueron reconocidas por primeras vez por su espectro por Angelo Secchi en los años 1860 – los primeros años de la espectroscopia astronómica.

Mecanismos astrofísicos[editar]

Se suele subdividir las estrellas de carbono y explicar las diferentes clases por diferentes mecanismos astrofísicos. McClure[1] distingue entre estrellas de carbono clásicas, y otras no-clásicas que son menos masivas.

En las estrellas de carbono clásicas, se cree que la abundancia de carbono es un producto de la fusión de helio, específicamente el proceso triple alfa en el interior de una estrella, el cual las gigantes alcanzan cerca del final de sus vidas en la llamada Rama asintótica gigante (en inglés AGB, Asymptotic Giant Branch). Estos productos de la fusión nuclear han sido traídos a la superficie estelar por episodios de convección posteriores a la producción de carbono y otros elementos. Normalmente este tipo de estrella de carbono AGB fusiona hidrógeno en una capa de combustión de hidrógeno, pero en episodios separados por 104-105 años, la estrella pasa a la fusión de helio en una capa, mientras la fusión de hidrógeno cesa temporalmente. En esta fase la luminosidad de la estrella aumenta, y material del interior estelar (en particular carbono) asciende. Puesto que la luminosidad se eleva, la estrella se expande con lo que la fusión de helio cesa, y la fusión de hidrógeno se reanuda. En estas fases de fusión rápida de helio, la pérdida de masa de la estrella es considerable, y luego de varios episodios, una estrella AGB se transforma en una enana blanca caliente, y su atmósfera es el material para una nebulosa planetaria.

Ubicacion[editar]

La constelación lepus, la Liebre, corretea siempre bajo la inmensa figura de Orión, condenada a ser obviada con facilidad. Aun así, guarda en su seno algunos tesoros dignos de atraer las miradas de astrónomos inquietos, como pudimos comprobar con M79. Hoy veremos otros dos objetos que piden a gritos una visita.

El primero de ellos es R leporis, una estrella con carácter y nombre propio, conocida también con el romántico nombre de “Estrella carmesí de Hind” (o, en inglés, Crimson star) o el macabro pero acertado nombre de “la gota de sangre”. Su alias lo dice todo, y es que cualquiera que mire esta estrella comprenderá que no todo en el cielo es blanco y negro. Es una estrella de carbono, y como tal muestra una increíble tonalidad rojiza como pocas podemos observar por nuestro telescopio. ¿De dónde viene ese color? La atmósfera de R leporis tiene más carbono del habitual, proveniente de zonas más internas de la estrella, tras la fusión de moléculas de helio. El carbono, así como el monóxido de carbono, no dejan pasar la luz azul, con lo cual el resultado es esa tonalidad rojiza. Son estrellas extremadamente frías, estimándose para R leporis una temperatura superficial poco mayor de 2.000º K, con un diámetro que supera unas 500 veces a nuestro sol. Las estrellas de carbono son de tipo espectral C y van camino de convertirse en una enana blanca, con su envoltura formando una nebulosa planetaria.

Pero R leporis es, además, una estrella variable tipo Mira. Siendo el prototipo Mira Ceti, que veremos en otra ocasión, son estrellas cuyo brillo presenta grandes variaciones en cuanto a magnitud durante un período mayor de 100 días. De color rojo intenso, las variables tipo Mira son gigantes rojas de edad avanzada que se expanden y contraen sufriendo con ello cambios en la temperatura y luminosidad, desprendiéndose poco a poco de su envoltura gaseosa. De hecho, muchas de estas estrellas no tienen forma esférica y van dejando un rastro de gases tras de sí. En la siguiente imagen podemos apreciar, en luz ultravioleta, los restos que va soltando Mira Ceti, como si de un cometa estelar se tratase, aunque a juzgar por la foto más bien pareciera una medusa espacial

Referencias[editar]

https://elnidodelastronomo.wordpress.com/category/estrella-de-carbono/