Gigante roja

Una gigante roja (red giant en inglés) es una estrella de masa baja o intermedia (M < 8-9 M_Sol) que, tras haber consumido el Hidrógeno en su núcleo durante su etapa de secuencia principal, comienza la fusión de ese elemento en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de la superficie, que hace que el color de la estrella se vuelva más rojizo. En esta fase la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de temperatura por debajo del cual ya no puede descender; esto obliga a que la estrella aumente mucho de volumen a temperatura superficial prácticamente constante (en otras palabras, asciende en forma casi vertical en el diagrama de Hertzsprung-Russell, subiendo por la llamada rama gigante). En este proceso la luminosidad de la estrella aumenta espectacularmente mientras se hincha hasta alcanzar radio del orden de los centenares de millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 4-5 millardos de años el Sol llegará a esta condición y devorará a los planetas Mercurio y Venus, y tal vez a la Tierra.[1]

Durante la etapa de secuencia principal, el helio producido las reacciones termonucleares se va acumulando en el centro de la estrella dado su mayor peso. Cuando se ha acumulado una cierta cantidad crítica (límite de Schoenberg-Chandrasekhar), empieza a interferir en las reacciones de fusión del hidrógeno haciendo disminuir la presión de la estrella por la que ésta responde 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 inerte no puede frenar el peso de la estrella y empieza a contraerse, desencadenando la transformación de la estrella en una gigante roja.

Llegado un punto y si la estrella es suficientemente poco masiva (M < 2,5 M_Sol) el gas de electrones libres degenerados detiene 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 M_Sol) esta transición sucede suavemente ya que el gas apenas si se ha degenerado cuando el núcleo se enciende. En las estrellas de masa entre 0,5 M_Sol y 2,5 M_Sol, en cambio, el núcleo está parcialmente degenerado e intensifica sus reacciones a la vez que aumenta de temperatura. Sigue así hasta que, de golpe, regresa al régimen de gas ideal lo que produce un alud térmico con una explosión de carácter moderado que no hace peligrar la integridad de la estrella: es el flash de helio. Finalmente, en las estrellas de masa más baja (M < 0,5 M_Sol), la temperatura central nunca debería llegar a ser 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 formación del universo para que ninguna estrella aislada de ese tipo se haya convertido todavía en 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, o de rama horizontal si su metalicidad es baja, fusionando el nuevo combustible. La estrella vuelve a descender en el diagrama Hertzprung-Russell, pero manteniéndose más luminosa y fría que durante la secuencia principal.

Las capas externas de las gigantes rojas están poco ligadas gravitacionalmente, por lo que en esta etapa se acelera la pérdidas de masa. Además, la zona convectiva de las gigantes es muy profunda, así que las ondas de choque contribuyen a acelerar aun más el viento. Por otro lado, las gigantes rojas emiten mucho en el infrarrojo, que es muy absorbido por el polvo estelar, el cual recibe más impulso y se lo transmite al gas. Finalmente, también una mayor metalicidad (lo que conlleva una mayor opacidad) provoca mayores expulsiones de materia. Las pérdidas de masa de la estrella acumuladas entre las fases de gigante roja y de la gigante asintótica se estiman de entre el 40 y el 60% de la masa inicial de la estrella.

Otro efecto característico en las gigantes rojas es que en ellas se produce el primer dragado (first dredge-up, en inglés). Al expandirse la estrella, la zona convectiva se extiende desde una región donde el hidrógeno ha sido parcialmente reprocesado en helio hasta las capas más externas, por lo que dicho material reprocesado nuclearmente es trasladado hasta la superficie. Eso tiene como consecuencia que la composición de la atmósfera de las gigantes rojas pueda diferir de la de las estrellas de la secuencia principal de la misma metalicidad inicial.

Finalmente, conviene aclarar que la descripción de una gigante roja que aparece aquí es relativamente moderna. Originalmente, cuando aún no se comprendían con exactitud los distintos procesos que ocurrían en las últimas fases de la vida de una estrella, el término gigante roja englobaba además las fases posteriores de apelotonamiento rojo/rama horizontal y de rama asintótica gigante. Lo que es todavía cierto si en vez de hablar de fases evolutivas nos ceñimos a las clases de luminosidad del sistema MKK, todas esas estrellas son de clase de luminosidad III, esto es, gigantes.