Gigante vermelha
Uma gigante vermelha é uma estrela gigante luminosa de massa baixa ou intermediária 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 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.
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.
As gigantes vermelhas evoluíram de estrelas da sequência principal com massas na faixa de cerca de 0.3 M☉ a cerca de 8 M☉. 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.
Estrelas que não se tornam gigantes vermelhas
Estrelas de massa muito baixa são totalmente convectivas e podem continuar a fundir hidrogênio em hélio por até um trilhão de anos 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.
Gigantes vermelhos com planetas conhecidos: o tipo M HD 208527, HD 220074 e, em fevereiro de 2014, algumas dezenas de gigantes K conhecidos, incluindo Pólux, Gamma Cephei e Iota Draconis.
Perspectivas de habitabilidade
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. 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.
Aumento de planetas
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.
Imagem: Helio Mota · BY · Openverse
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. A estrela gigante vermelha K0 Arcturus está a 36 anos-luz.
Imagem: jonycunha · BY-SA · Openverse
O Sol sairá da sequência principal em aproximadamente 5 bilhões de anos e começará a se transformar em uma gigante vermelha. Como uma gigante vermelha, o Sol crescerá tanto que engolira Mercúrio, Vênus e possivelmente a Terra, talvez até Marte e parte ou todo o cinturão de asteroides.
