Si agrego más masa a una gigante roja, ¿se convertirá en una supergigante?

Debido a que está preguntando sobre cosas que no están especialmente bien definidas, la respuesta depende un poco de cuándo y qué tan rápido decida agregar masa a su gigante roja, pero en términos generales, la respuesta parece ser "no". La razón principal de esto, creo, es que el núcleo de helio inerte de una gigante roja (detalles de lo que quiero decir con "gigante roja" a continuación) es mucho menos masivo que el antiguo núcleo de combustión de hidrógeno de una supergigante roja. Entonces, lo primero que hace un modelo de gigante roja para convertirse en una supergigante roja es quemar mucho más hidrógeno y lo hace en el lado azul del diagrama de Hertzsprung-Russell, no en el rojo.

Creo que la razón por la que verás la masa como el parámetro definitivo en los libros de texto es porque la masa inicial es decisiva. Pero eso se debe a que también hacemos suposiciones sobre la composición inicial . es decir, que la estrella es inicialmente uniforme. Si relaja la última restricción, se vuelve importante: la evolución de una estrella uniforme de 1 masa solar es diferente de un modelo de masa solar con 0,3 masas solares de helio puro rodeado por 0,7 masas solares de una mezcla uniforme similar.

Ahora, para un detalle sangriento...

El apodo de "supergigante roja" es principalmente una clasificación observacional más que estructural fundamental. Estas son estrellas que son "rojas" (muy frías, en su mayoría muy por debajo de los 5000K) y muy luminosas. Por lo general, son estrellas masivas (> 10 masas solares) que han terminado de quemar hidrógeno en sus núcleos, pero es casi imposible saber si han comenzado o no a quemar helio en sus núcleos. Para mi respuesta, usaré una estrella de 10 masas solares, aunque las cosas podrían ser un poco diferentes para estrellas más masivas.

Una "gigante roja" generalmente se refiere a estrellas de baja masa (hasta ~2.5 o 3 masas solares) que también han terminado de quemar hidrógeno en sus núcleos. Asocio su clasificación observacional con que se encuentran en la rama gigante roja (RGB), por lo que en su mayoría todavía queman hidrógeno en una capa alrededor de un núcleo de helio que aún no ha comenzado a fusionarse. Las estrellas de baja masa que han comenzado a quemar helio en el núcleo se sientan en su mayoría juntas en el "grupo rojo" y las estrellas que han terminado de quemar helio en el núcleo ascienden por la rama gigante asintótica. Estas son distinciones estructurales útiles, aunque desde el punto de vista de la observación puede ser difícil diferenciarlas.

Entonces, lo primero que hice fue desarrollar un modelo de 10 masas solares desde el equilibrio térmico general y la composición uniforme (lo que los teóricos llaman secuencia principal de edad cero o ZAMS) hasta el final de la quema de helio central (línea azul a continuación). Luego evolucioné un modelo de 1 masa solar de ZAMS a una masa central de helio de 0,18 masas solares, lo que lo colocó alrededor de la parte inferior del RGB, congeló la composición y comenzó a agregar masa muy lentamente (línea naranja una vez que comencé a agregar masa). El modelo se vuelve muy azul y me di por vencido una vez que la masa total era de aproximadamente 5 masas solares porque parece que la estrella será similar a una estrella más masiva que aún no ha cruzado al lado rojo del diagrama de Hertzsprung-Russell. es decir, no será una supergigante roja.

Hice algo similar con un modelo de 3 masas solares (evolucionando de ZAMS a una masa de núcleo de helio de 0,4 masas solares) y sucede lo mismo: la estrella se mueve hacia el lado azul del diagrama de Hertzsprung-Russell (línea verde una vez que comencé a agregar masa).