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Gigante roja


Una 'gigante roja' (red giant en inglés) fue descubierta por Leik Myrabo. Es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido elhidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio porfusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene comoprimer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar suluminosidad y volumen a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. En todo este proceso la energía emitida por la gigante proviene de la mencionada cáscara y de la conversión de energía gravitatoria en calor por el teorema del virial.

Durante laetapa de secuencia principal, a medida que las reacciones termonucleares producen helio, éste se va acumulando en el centro de una estrella dada su mayor densidad (es más pesado que el hidrógeno). Conforme el hidrógeno es consumido fusionandose en helio y se ha producido una cierta cantidad crítica de helio (límite de Schoenberg-Chandrasekhar), la presión interna va disminuyendo, y la estrellareacciona comprimiéndose y calentándose un poco más hasta llegar a imposibilitar la fusión del poco hidrógeno restante en su centro. Se dice entonces que la estrella se ha envenenado por helio. Agotado ya el hidrógeno, el núcleo de helio no puede frenar el peso de la estrella y empieza a comprimirse, desencadenando la transformación de la estrella en una gigante roja.
Si la estrella es losuficientemente poco masiva (M < 2,5 masas solares) el gas de electrones libres degeneradosdetiene en parte la compresión. La temperatura aumenta hasta el punto de ignición del helio, en torno a los 100 millones de grados. En las estrellas más masivas que el límite mencionado (M > 2,5 masas solares) esta transición sucede suavemente ya que el gas apenas si se ha degenerado cuando el núcleo se enciende. En lasestrellas de masa entre 0,5 y 2,5 masas solares, en cambio, el núcleo está parcialmente degenerado e intensifica sus reacciones a la vez que aumenta su temperatura. Sigue así hasta que, de golpe, regresa al régimen de gas ideal lo que produce un alud térmico con una potente explosión en la que se liberan energías comparables a las de una supernova, pero que no hace peligrar la integridad de laestrella pues la mayor parte de dicha energía es empleada en eliminar la degeneración electrónica: es el flash del helio.1 Finalmente, en las estrellas de menor masa (M < 0,5 masas solares), la temperatura central nunca es lo suficientemente alta como para que se produzca la fusión del helio. No obstante, la evolución de dichas estrellas es tan lenta que todavía no ha habido tiempo desde la formacióndel universo para que una estrella aislada de esa masa haya evolucionado a una gigante roja.
La ignición del helio pone fin a la fase de gigante roja. Si bien dicho proceso es algo violento, no llega a afectar la integridad de la estrella, la cual proseguirá durante unos millones de años más en una nueva fase estable de apelotonamiento rojo (red clump en inglés) si su metalicidad es alta, ode rama horizontal si su metalicidad es baja, fusionando el nuevo combustible. La estrella vuelve a descender en el diagrama Hertzprung-Russell, pero siempre más luminosa y fría que durante la etapa de secuencia principal.
Las capas externas de las gigantes rojas están poco ligadas gravitacionalmente, por lo que en esta etapa es importante la pérdida de masa. Además, la zona convectiva de las...