Estrela gigante

Uma estrela gigante tem um raio e luminosidade substancialmente maiores do que uma estrela da sequência principal (ou anã) com a mesma temperatura de superfície.^[1] Elas ficam acima da sequência principal (classe de luminosidade V na classificação espectral de Yerkes) no diagrama de Hertzsprung-Russell e correspondem às classes de luminosidade II e III.^[2] Os termos gigante e anã foram cunhados para estrelas de luminosidade bastante diferente, apesar da temperatura ou tipo espectral semelhante (ou seja, K e M) por Ejnar Hertzsprung em 1905^[3] ou 1906.^[4]

Estrelas gigantes têm raios até algumas centenas de vezes maiores que os do Sol e luminosidades mais de 10 vezes maiores que a do Sol. Estrelas ainda mais brilhantes que as gigantes são chamadas de supergigantes e hipergigantes.

Uma estrela quente e luminosa da sequência principal também pode ser chamada de gigante, mas qualquer estrela da sequência principal é apropriadamente chamada de anã, independentemente de quão grande e luminosa ela seja.^[5]

Formação

Uma estrela se torna gigante depois que todo o hidrogênio disponível para fusão em seu núcleo se esgota e, como resultado, deixa a sequência principal.^[2] O comportamento de uma estrela pós-sequência principal depende em grande parte de sua massa.

Estrelas de massa intermediária

Para uma estrela com massa acima de 0.25 massas solares (M_☉), uma vez que o núcleo é esgotado de hidrogênio, ele se contrai e aquece, de modo que o hidrogênio começa a se fundir em uma camada ao redor do núcleo. A porção da estrela fora da camada se expande e esfria, mas com apenas um pequeno aumento na luminosidade, e a estrela se torna uma subgigante. O núcleo inerte de hélio continua a crescer e aumentar em temperatura à medida que acreciona hélio da camada, mas em estrelas de até cerca de 10-12 M_☉ ele não se torna quente o suficiente para iniciar a queima de hélio (estrelas de maior massa são supergigantes e evoluem de forma diferente). Em vez disso, após apenas alguns milhões de anos, o núcleo atinge o Limite de Schönberg–Chandrasekhar, colapsa rapidamente e pode se degenerar. Isso faz com que as camadas externas se expandam ainda mais e gera uma forte zona convectiva que traz elementos pesados para a superfície em um processo chamado de primeira dragagem. Essa forte convecção também aumenta o transporte de energia para a superfície, a luminosidade aumenta drasticamente e a estrela avança para o ramo das gigantes vermelhas, onde queimará hidrogênio de forma estável em uma camada por uma fração substancial de toda a sua vida (aproximadamente 10% para uma estrela semelhante ao Sol). O núcleo continua a ganhar massa, contrair-se e aumentar a temperatura, enquanto há alguma perda de massa nas camadas externas.^[6]^{, § 5.9.}

Se a massa da estrela, quando na sequência principal, fosse inferior a aproximadamente 0.4 M_☉, ela nunca atingiria as temperaturas centrais necessárias para fundir o hélio.^[7]^{, p. 169.} Portanto, ela permaneceria uma gigante vermelha que funde hidrogênio até que acabe, momento em que se tornaria uma anã branca de hélio.^[6]^{, § 4.1, 6.1.} De acordo com a teoria da evolução estelar, nenhuma estrela de massa tão baixa pode ter evoluído até esse estágio dentro da idade do Universo.

Em estrelas acima de cerca de 0.4 M_☉ a temperatura do núcleo eventualmente atinge 10⁸ K e o hélio começará a se fundir ao carbono e ao oxigênio no núcleo pelo processo triplo-alfa.^[6]^{,§ 5.9, capítulo 6.} Quando o núcleo está degenerado, a fusão do hélio começa explosivamente, mas a maior parte da energia vai para levantar a degeneração e o núcleo se torna convectivo. A energia gerada pela fusão do hélio reduz a pressão na camada circundante de queima de hidrogênio, o que reduz sua taxa de geração de energia. A luminosidade geral da estrela diminui, seu envelope externo se contrai novamente e a estrela se move do ramo das gigantes vermelhas para o ramo horizontal.^[6]^[8]^{, capítulo 6.}

Quando o hélio do núcleo se esgota, uma estrela com até cerca de 8 M_☉ tem um núcleo de carbono-oxigênio que se degenera e começa a queimar hélio em uma camada. Assim como no colapso anterior do núcleo de hélio, isso inicia a convecção nas camadas externas, desencadeia uma segunda dragagem e causa um aumento drástico no tamanho e na luminosidade. Este é o ramo das gigantes assintóticas (AGB), análogo ao ramo das gigantes vermelhas, mas mais luminoso, com uma camada que queima hidrogênio contribuindo com a maior parte da energia. As estrelas permanecem no AGB por apenas cerca de um milhão de anos, tornando-se cada vez mais instáveis até esgotarem seu combustível, passarem por uma fase de nebulosa planetária e então se tornarem uma anã branca de carbono-oxigênio.^[6]^{, § 7.1–7.4.}

Estrelas de alta massa

Estrelas da sequência principal com massas acima de 12 M_☉ já são muito brilhantes e se movem horizontalmente pelo Diagrama de Hertzsprung-Russell ao deixarem a sequência principal, tornando-se brevemente gigantes azuis antes de se expandirem ainda mais para supergigantes azuis. Elas começam a queimar hélio no núcleo antes que este se degenere e evoluam suavemente para supergigantes vermelhas, sem um forte aumento de luminosidade. Nesse estágio, elas têm luminosidades comparáveis às brilhantes estrelas ramo das gigantes assintóticas (AGB), embora tenham massas muito maiores, mas aumentarão ainda mais sua luminosidade à medida que queimam elementos mais pesados e, eventualmente, se tornam supernovas.

Estrelas na faixa de 8~12 M_☉ possuem propriedades intermediárias e são chamadas de superestrelas AGB.^[9] Elas seguem em grande parte os rastros de estrelas mais leves através das fases RGB, HB e AGB, mas são massivas o suficiente para iniciar a queima de carbono no núcleo e até mesmo alguma queima de néon. Elas formam núcleos de oxigênio-magnésio-néon, que podem colapsar em uma supernova de captura de elétrons, ou podem deixar para trás uma anã branca de oxigênio-néon.

Estrelas da sequência principal de classe O já são altamente brilhante. A fase gigante para tais estrelas é uma breve fase de tamanho e luminosidade ligeiramente aumentados antes de desenvolver uma classe de luminosidade espectral supergigante. Gigantes de classe O podem ser mais de cem mil vezes mais brilhantes que o Sol, mais brilhantes do que muitas supergigantes. A classificação é complexa e difícil, com pequenas diferenças entre as classes de luminosidade e uma gama contínua de formas intermediárias. As estrelas mais massivas desenvolvem características espectrais gigantes ou supergigantes enquanto ainda queimam hidrogênio em seus núcleos, devido à mistura de elementos pesados na superfície e à alta luminosidade que produz um poderoso vento estelar e faz com que a atmosfera da estrela se expanda.

Estrelas de baixa massa

Uma estrela cuja massa inicial é menor que aproximadamente 0.25 M_☉ não se tornará uma estrela gigante. Durante a maior parte de suas vidas, tais estrelas têm seu interior completamente misturado por convecção e, portanto, podem continuar fundindo hidrogênio por um tempo superior a 10¹² anos, muito mais do que a idade atual do Universo. Elas se tornam constantemente mais quentes e mais brilhantes ao longo desse tempo. Eventualmente, elas desenvolvem um núcleo radiativo, subsequentemente exaurindo o hidrogênio no núcleo e queimando hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo. (Estrelas com massa superior a 0.16 M_☉ podem se expandir neste ponto, mas nunca se tornarão muito grandes.) Pouco depois, o suprimento de hidrogênio da estrela estará completamente esgotado e espera-se que ela se torne uma anã branca de hélio,^[10] embora o Universo seja muito jovem para que tal estrela exista ainda, então nenhuma estrela com essa história jamais foi observada.

Subclasses

Há uma grande variedade de estrelas gigantes e diversas subdivisões são comumente usadas para identificar grupos menores de estrelas.

Exemplos:

Gamma Geminorum (γ Gem), uma subgigante de classe A
Eta Boötis (η Boo), uma subgigante de classe G
Delta Scorpii (δ Sco), uma subgigante de classe B

Gigantes brilhantes

Gigantes brilhantes são estrelas da classe de luminosidade II na classificação espectral de Yerkes. São estrelas que se situam na fronteira entre gigantes e supergigantes, com base na aparência de seus espectros.^[11] A classe de luminosidade das gigantes brilhantes foi definida pela primeira vez em 1943.^[12]

Estrelas bem conhecidas que são classificadas como gigantes brilhantes incluem:

Gigantes vermelhas

Dentro de qualquer classe de luminosidade gigante, as estrelas mais frias das classes espectrais K, M, S e C (e às vezes algumas estrelas do tipo G)^[13] são chamadas de gigantes vermelhas. Gigantes vermelhas incluem estrelas em várias fases evolutivas distintas de suas vidas: um ramo principal de gigantes vermelhas (RGB); um ramo horizontal vermelho ou aglomerado vermelho; o ramo das gigantes assintóticas (AGB), embora estrelas AGB sejam frequentemente grandes e brilhantes o suficiente para serem classificadas como supergigantes; e às vezes outras estrelas grandes e frias, como estrelas imediatamente pós-AGB. As estrelas RGB são de longe o tipo mais comum de estrela gigante devido à sua massa moderada, vidas estáveis relativamente longas e luminosidade. Elas são o agrupamento mais óbvio de estrelas após a sequência principal na maioria dos Diagramas de Hertzsprung-Russell, embora anãs brancas sejam mais numerosas, mas muito menos brilhante.

Exemplos:

Pollux, uma gigante de classe K
Epsilon Ophiuchi, uma gigante vermelha de classe G^[13]
Arcturus (α Boötis), uma gigante de classe K
Aldebaran, uma gigante de classe K
R Doradus, uma gigante de classe M
Mira (ο Ceti), uma gigante de classe M e protótipo de variável Mira
Chi Cygni, uma gigante de classe S
TX Piscium, uma gigante de classe C (estrela de carbono)

Gigantes amarelas

Estrelas gigantes com temperaturas intermediárias (classes espectrais G, F e pelo menos algumas A) são chamadas de gigantes amarelas. Elas são muito menos numerosas que as gigantes vermelhas, em parte porque se formam apenas a partir de estrelas com massas um pouco maiores e em parte porque passam menos tempo nessa fase de suas vidas. No entanto, elas incluem uma série de classes importantes de estrelas variáveis. Estrelas amarelas de alta luminosidade são geralmente instáveis, levando à faixa de instabilidade no Diagrama de Hertzsprung-Russell, onde a maioria das estrelas são variáveis pulsantes. A faixa de instabilidade se estende da sequência principal até luminosidades hipergigantes, mas nas luminosidades das gigantes existem várias classes de estrelas variáveis pulsantes:

Variável RR Lyrae, estrelas pulsantes de ramo horizontal de classe A (às vezes F) com períodos menores que um dia e amplitudes de magnitude menor
Variável W Virginis, variáveis pulsantes mais brilhantes, também conhecidas como Cefeidas de classe II, com períodos de 10 a 20 dias
Variável Cefeida de classe I, ainda mais brilhantes, em sua maioria, supergigantes, com períodos ainda mais longos
Variável Delta Scuti, inclui estrelas subgigantes e da sequência principal

Gigantes amarelas podem ser estrelas de massa moderada evoluindo pela primeira vez em direção ao ramo das gigantes vermelhas, ou podem ser estrelas mais evoluídas no ramo horizontal. A evolução em direção ao ramo das gigantes vermelhas pela primeira vez é muito rápida, enquanto estrelas podem passar muito mais tempo no ramo horizontal. Estrelas do ramo horizontal, com elementos mais pesados e menor massa, são mais instáveis.

Exemplos:

Sigma Octantis (σ Octantis), uma gigante de classe F e uma variável Delta Scuti
Capella Aa (α Aurigae Aa), uma gigante de classe G
Beta Corvi (β Corvi), uma gigante luminosa de classe G

Gigantes azuis (e às vezes brancas)

As gigantes mais quentes, das classes espectrais O, B e, às vezes, A inicial, são chamadas de gigantes azuis. Às vezes, estrelas de classe A e B tardio podem ser chamadas de gigantes brancas devido aos B-V mais elevados (ver^[14] para K para B-V para RGB).

As gigantes azuis são um grupo muito heterogêneo, variando de estrelas de alta massa e alta luminosidade que estão saindo da sequência principal até estrelas de baixa massa e no ramo horizontal. Estrelas de maior massa deixam a sequência principal para se tornarem gigantes azuis, depois gigantes azuis brilhantes e, por fim, supergigantes azuis, antes de se expandirem para supergigantes vermelhas, embora nas massas mais elevadas o estágio de gigante seja tão breve e estreito que dificilmente pode ser distinguido de uma supergigante azul.

Estrelas de menor massa, que queimam hélio no núcleo, evoluem de gigantes vermelhas ao longo do ramo horizontal e depois retornam ao ramo das gigantes assintóticas e, dependendo da massa e da metalicidade, podem se tornar gigantes azuis. Acredita-se que algumas estrelas pós-AGB que experimentam um pulso térmico tardio podem se tornar gigantes azuis peculiares.

Exemplos:

Meissa (λ Orionis A), uma gigante de classe O.
Alcyone (η Tauri), uma gigante de classe B, a estrela mais brilhantes das Plêiades;
Thuban (α Draconis), um gigante de classe A.

Ver também

Lista de estrelas gigantes mais próximas

Referências

↑ Patrick Moore, ed. (2002). «Giant star». Astronomy Encyclopedia. New York: Oxford University Press. ISBN 0-19-521833-7
↑ ^a ^b John Daintith and William Gould, ed. (2006). giant 5th ed. New York: Facts On File, Inc. ISBN 0-8160-5998-5
↑ Russell, Henry Norris (1914). «Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars». Popular Astronomy. 22: 275–294. Bibcode:1914PA.....22..275R
↑ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A.B., eds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol, UK; New York, NY: Institute of Physics, American Institute of Physics. p. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501
↑ Jacqueline Mitton, ed. (2001). Giant star. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80045-5
↑ ^a ^b ^c ^d ^e Maurizio Salaris and Santi Cassisi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 0-470-09219-X
↑ S. O. Kepler and P. A. Bradley (1995). «Structure and Evolution of White Dwarfs». Baltic Astronomy. 4 (2): 166–220. Bibcode:1995BaltA...4..166K. doi:10.1515/astro-1995-0213
↑ Robin Ciardullo. «Giants and Post-Giants» (PDF) (class notes). Astronomy 534, Penn State University. Cópia arquivada (PDF) em 20 de julho de 2011
↑ Eldridge, J.J.; Tout, C.A. (2004). «Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae». Memorie della Società Astronomica Italiana. 75. 694 páginas. Bibcode:2004MmSAI..75..694E. arXiv:astro-ph/0409583
↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (10 de junho de 1997). «The end of the main sequence». The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125
↑ Abt, Helmut A. (1957). «Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants». Astrophysical Journal. 126. 503 páginas. Bibcode:1957ApJ...126..503A. doi:10.1086/146423
↑ Steven J. Dick (2019). Classifying the Cosmos: How We Can Make Sense of the Celestial Landscape. [S.l.]: Springer. p. 176. ISBN 9783030103804
↑ ^a ^b Mazumdar, A.; et al. (agosto de 2009), «Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi», Astronomy and Astrophysics, 503 (2), pp. 521–531, Bibcode:2009A&A...503..521M, arXiv:0906.3386, doi:10.1051/0004-6361/200912351
↑ «Star B-V color index to apparent RGB color». Stack Overflow (em inglês). Consultado em 14 de fevereiro de 2025

Ligações externas

Interactive giant-star comparison.

[oxford-1] Patrick Moore, ed. (2002). «Giant star». Astronomy Encyclopedia. New York: Oxford University Press. ISBN 0-19-521833-7

[fof-2] John Daintith and William Gould, ed. (2006). giant 5th ed. New York: Facts On File, Inc. ISBN 0-8160-5998-5

[HRN-3] Russell, Henry Norris (1914). «Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars». Popular Astronomy. 22: 275–294. Bibcode:1914PA.....22..275R

[Brown-Pais-Pippard-1995-4] Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A.B., eds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol, UK; New York, NY: Institute of Physics, American Institute of Physics. p. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501

[cambridge-5] Jacqueline Mitton, ed. (2001). Giant star. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80045-5

[evo-6] Maurizio Salaris and Santi Cassisi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 0-470-09219-X

[7] S. O. Kepler and P. A. Bradley (1995). «Structure and Evolution of White Dwarfs». Baltic Astronomy. 4 (2): 166–220. Bibcode:1995BaltA...4..166K. doi:10.1515/astro-1995-0213

[psu-8] Robin Ciardullo. «Giants and Post-Giants» (PDF) (class notes). Astronomy 534, Penn State University. Cópia arquivada (PDF) em 20 de julho de 2011

[super-9] Eldridge, J.J.; Tout, C.A. (2004). «Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae». Memorie della Società Astronomica Italiana. 75. 694 páginas. Bibcode:2004MmSAI..75..694E. arXiv:astro-ph/0409583

[endms-10] Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (10 de junho de 1997). «The end of the main sequence». The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125

[abt-11] Abt, Helmut A. (1957). «Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants». Astrophysical Journal. 126. 503 páginas. Bibcode:1957ApJ...126..503A. doi:10.1086/146423

[dick-12] Steven J. Dick (2019). Classifying the Cosmos: How We Can Make Sense of the Celestial Landscape. [S.l.]: Springer. p. 176. ISBN 9783030103804

[aaa503_2_521-13] Mazumdar, A.; et al. (agosto de 2009), «Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi», Astronomy and Astrophysics, 503 (2), pp. 521–531, Bibcode:2009A&A...503..521M, arXiv:0906.3386, doi:10.1051/0004-6361/200912351

[14] «Star B-V color index to apparent RGB color». Stack Overflow (em inglês). Consultado em 14 de fevereiro de 2025

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v d e Estrela
Formação	Acreção • Nuvem molecular (Região HII) • Glóbulo de Bok • Objeto estelar jovem • Protoestrela • Pré-sequência principal (Herbig Ae/Be • Órion (T Tauri • FU Orionis) • Objeto de Herbig–Haro • Trilha de Hayashi • Limite de Hayashi • Trilha de Henyey
Evolução	Sequência principal • Ramo das gigantes vermelhas • Ramo horizontal (Red clump) • Ramo assintótico das gigantes • Nebulosa protoplanetária • Nebulosa planetária • Estrela PG 1159 • Dragagem • Faixa de instabilidade • Variável Mira • Variável luminosa azul • Estrela retardatária azul • Estrela Wolf-Rayet • Supernova • Supernova impostora • Hipernova • Diagrama de Hertzsprung–Russell • Diagrama cor-cor
Classe de luminosidade	Subanã • Anã (Azul • Vermelha • Branca • Amarela • Negra • Marrom • Laranja) • Subgigante • Gigante (Azul • Vermelha) • Gigante luminosa • Supergigante (Azul • Vermelha • Amarela) • Hipergigante (Amarela) .
Classificação espectral	O • B • A • F • G • K • M • Be • OB • Subanã O • Subanã B • Tipo tardio • Peculiar (Am • Ap/Bp (Oscilante) • Bário • Carbono • CH • Hélio extrema • Lambda Boötis • Chumbo • Mercúrio-manganês • S • Variável Gamma Cassiopeiae • Tecnécio)
Remanescentes	Anã branca (Anã negra • Planeta de hélio) • Estrela de nêutrons (Pulsar • Magnetar) • Buraco negro estelar • Estrela compacta (Quark • Exótica) Núcleo estelar: EF Eridani B
Estrelas fracassadas e teóricas	Objeto subestelar (Anã marrom • Subanã marrom • Planetar) • Estrela de bósons • Estrela de matéria escura • Quase estrela • Objeto de Thorne–Żytkow • Estrela de ferro
Nucleossíntese	Processo alfa • Processo triplo-alfa • Cadeia próton-próton • Flash de hélio • Ciclo CNO • Fusão nuclear do lítio • Fusão nuclear do carbono • Fusão nuclear do neônio • Fusão nuclear do oxigênio • Fusão nuclear do silício • Processo S • Processo R • Fusor • Nova (Remanescente de nova)
Estrutura	Núcleo • Zona de convecção (Microturbulência • Oscilações) • Zona de radiação • Fotosfera • Mancha estelar • Cromosfera • Corona • Vento estelar (Bolha) • Astrosismologia • Limite de Eddington • Mecanismo de Kelvin–Helmholtz
Propriedades	Designação • Dinâmica • Temperatura efetiva • Cinemática • Campo magnético • Magnitude (Absoluta) • Massa • Metalicidade • Rotação • Cor UBV • Variabilidade
Sistemas estelares	Binária (De contato • Envelope comum) • Múltipla • Disco de acreção • Sistema planetário • Sistema solar
Observações geocêntricas	Estrela Polar • Estrela circumpolar • Magnitude (Aparente • Fotográfica • Cor) • Velocidade radial • Movimento próprio • Paralaxe • Estrela padrão
Listas	Nomes de estrelas • Mais massivas • Menos massivas • Maiores • Mais brilhantes (Históricas) • Mais luminosas • Próximas (Brilhantes mais próximas) • Estrelas com exoplanetas • Anãs marrons • Nebulosas planetárias • Novas • Supernovas • Remanescentes de supernova • Candidatas a supernova
Artigos relacionados	Planeta • Aglomerado estelar • Associação • Aglomerado aberto • Aglomerado globular • Galáxia • Superaglomerado • Heliosismologia • Estrela convidada • Constelação • Asterismo • Gravidade • Estrela intergaláctica • Nuvem escura de infravermelho