Estrela gigante vermelha, estrela de carbono e a estrela do tipo S

 A origem destes corpos celestes são da evolução estrelar de estrelas com massa pequena ou intermediária de 0,5 e 10 M☉. A parte exterior da estrela começa a fica inflada e tênue, consequentemente o raio da estrela é imenso e a temperatura superficial de 5000 K (4726,85°C). A cor da estrela gigante é amarelo-laranja com os tipos espectrais K e M, mas também incluído as estrelas de carbono.

Exemplo de Gigante Vermelha com camadas infladas.

 Estrelas gigantes vermelhas comuns são classificadas em estrelas do ramo das gigantes vermelhas (RGB), por causa da existência de fusão de hidrogênio(H) em hélio(He), o núcleo da estrela é composto de hélio(He) inerte. A segunda classificação são as estrelas do ramo gigante assimptótico (AGB), este ramo produz carbono(C) através do hélio(He) no processo triplo-alfa, um exemplo são as estrelas de carbono do tipo C-N e C-R.

 A evolução das estrelas de sequência principal com massa 0,5 até 6 M☉. Na formação do colapso de uma nuvem molecular no meio interestelar, material que preenche os espaços entre as estrelas. Esse espaço interestelar contém hidrogênio(H) e hélio(He), com traços de metais com o número atômico maior que 2, como por exemplo, lítio(Li), Berílio(Be) etc. A divisão dos elementos é uniforme na estrela. A estrela atinge alguns milhões de graus celsius ou kelvin, atingindo o equilíbrio hidrostático. Essas estrelas converte vagarosamente o hidrogênio(H) em hélio(He), o tempo pode ser de milhões a bilhões de anos em casos hipotético podendo durar até trilhões de anos.


 Nesse processo o hidrogênio(H) se exaure no núcleo e as reações são interrompidas, e o núcleo começa a se contrair devido a gravidade da estrela. Uma camada acima do núcleo começa as reações nucleares de hidrogênio(H) em hélio(He), as altas taxas de fusão produzem energia em larga escala aumentando a luminosidade(L☉). As camadas externas começam a se expandir-se, dando início a fase Gigante Vermelha.

Fase principal da síntese de hélio(He):

²₁H + ²₁H → ³₂He + ¹₀n

³₁H+¹₁p → ⁴₂He + γ

Fase da fusão de hélio(He) em carbono(C), começa as reações nucleares na camada acima no núcleo de hélio(He):

⁴He + ⁴He + ⁴He → ¹²C + 7.275 MeV

Átomos de hélio(He) se chocando no núcleo de uma estrela, com forme a equação acima.

 O  núcleo fica superficialmente denso para que a pressão degenerativa dos elétrons comece a agir para evitar o colapso do núcleo, o mesmo continua a se aquecer até 10⁸K, esse calor faz que o hélio(He) se transforme em carbono(C) pelo processo triplo-alfa. A estrela do ramo assimptótico no estágio final ejeta as camadas externa para o espaço, criando uma nebulosa planetária rica em diversos átomos que ela sintetizou.

 A fase gigante vermelha é curta, em escala de milhões de anos ao invés da sequência principal que dura até em bilhões de anos.

Gigante Vermelha ejetando as camadas externas ao espaço.

"Em sua agonia final o Sol vai pulsar lentamente, até lá o seu núcleo terá ficado tão quente que convertera temporariamente o hélio em carbono, as cinzas da fusão nuclear hoje vão virar o combustível para mover o Sol próximo ao fim de sua vida em seu estágio de gigante vermelha. Então o Sol vai perder grandes lascas de sua atmosfera exterior para o espaço, enchendo o sistema solar com um gás brilhante sinistro, o fantasma de uma estrela indo embora. Em bem no centro haverá uma anã branca, o núcleo quente do Sol com seu combustível nuclear agora esgotado esfriando lentamente para virar uma fria estrela morta.

 Assim é a vida de uma estrela comum, nasce em uma nuvem de gás, amadurece como um Sol amarelo, desmorona como uma gigante vermelha e morre como  uma anã branca envolvida em sua mortalha de gás."

Carl Sagan          

 Estrela de carbono

 As estrelas de carbono são do tipo tardio que apresentam tipo espectral K e M, podendo ser até algumas anã vermelha. Basicamente é uma estrela com grande quantidade de carbono(C) ao invés de oxigênio(O) em sua atmosfera. Essa atmosfera rica em carbono(C) possibilita formação de monóxido de carbono(CO) nas camadas superiores que ocasiona a falta de oxigênio(O) na atmosfera, tendo como consequência uma atmosfera rica em fuligem deixando com uma aparência avermelhada da estrela. Estas estrelas são classificadas em Estrelas de carbono clássicas e não-clássicas.

Estrelas de carbono clássica:

 São estrelas do tipo espectral C-N e C-R, estrela rica em carbono(C) pela fusão do hélio(He) pelo processo Triplo-alfa no núcleo no final da fase gigante do ramo assimptótico. Ocorre a convecção dos produtos que foram sintetizados para a superfície, sendo o carbono(C) e outros elementos. Estas estrelas do ramo gigante assintótico fundem hidrogênio(H) em uma camada entre 10.000 a 100.000 anos até a começar a fusão do hélio(He) neste camada cessando a fusão do hidrogênio(H) temporariamente, consequentemente a luminosidade(L☉) da estrela, ela começa a se expandir parando a fusão do hélio(He) e recomeça a combustão do hidrogênio na camada. Esse fenômeno na camada se torna frequente, as camadas da estrela são ejetadas no espaço, isto é o fenômeno de flash hélio fora do controle.

• C-N: forte absorção difusa azul, elemento do processo S, bandas isotópicas fracas e são AGB.
• C-R: forte bandas isotópicas, são visíveis na terminação azul do espectro e nenhuma linha de bário(Ba) e são gigante vermelha.

Estrela de carbono não-clássica:

 Estrelas de carbono não-clássica são denominada de C-H e C-J, podendo ser uma estrela solitária ou de uma sistema binário, ocasionalmente sendo uma estrela gigante e outra uma anã branca. A estrela anã branca era uma estrela de carbono clássica e a sua companheira passou pela acreção com material rico em carbono(C). O carbono extra nas gigantes vermelha não foram produzidos no interior da estrela.

 Essa classe criar a possibilidade de ser a origem das estrelas de bário, pelo fato possuir linhas espectrais forte de carbono(C) e bário(Ba), sendo do processo S.

• C-H: absorção intensa de CH, gigante brilhante e transferência de massa em um sistema binário.
• C-J: Bandas isotópicas de carbono diatômico(C₂) e cianureto(CN) intensas.

Exemplo de estrela do ramo gigante assimptótico ejetando as camadas no espaço, a nuvem é conduzida pelo vento estelar, e o núcleo da estrela é exposto para se transformar em uma anã branca. 

 Existe uma terceira estrela de carbono não-clássica, a estrela de carbono deficientes em hidrogênio (HdC), apenas cinco estrelas deste tipo são conhecidas, e nenhuma delas são de sistemas binários, sendo enigmáticas.

• C-Hd: Possui linhas de hidrogênio e bandas de CH fracas ou não possui.

 As estrelas de carbono possui linhas de moléculas de carbono diatômico(C₂), muitos outros compostos como metano(CH), cianogênio(CN), C₃ e SiC₂.

 Os flashes de hélio fora de controle causa instabilidade e a estrela acaba ficando com baixa gravidade superficial e as camadas são ejetada no espaço através dos ventos estrelares. Permanece uma poeira rica em carbono similar ao grafite, sendo denominada de poeira interestelar.

Estrela do tipo S

 São estrelas gigante vermelha do tipo espectral S semelhante às de tipo M, esse tipo apresenta óxidos que estão em grande quantidades no espectro, esses óxidos são metais como o zircônio(Zr), ítrio(Y), etc. Essas estrela apresentam bandas intensas de cianogênio(C₂N₂) com linhas de lítio(Li) e tecnécio(Tc). Estrelas pura do tipo S são denominadas estrelas de zircônio onde o óxido de zircônio(ZnO) está presente em larga escala com presença de pouco ou nenhum óxido de titânio(TiO).

 Estrela de tecnécio é constituída por isótopos instáveis que decai rápido deixando apenas os estáveis que tem vida de alguns milhões de anos. Essa estrela tem características de estrela M, estrela MS, estrela MC, estrela S e estrela de carbono.

 Um exemplo é a estrela Ji Cygni (χ Cyg).