Gigante roja

    Modalidad de estrella gigante cuya temperatura superficial es relativamente baja y que emite radiaciones principalmente en la región del rojo, en el ámbito de la luz visible dentro del espectro electromagnético. De este modo, las gigantes rojas son relativamente frías, con una temperatura superficial comprendida aproximadamente entre 3.000 y 4.000 kélvines.

    La fase de gigante roja es una de las etapas por las que atraviesa a lo largo de su evolución una estrella de tamaño semejante a nuestro Sol, con una masa baja o intermedia de entre 0,3 y 8 masas solares. El tamaño de estos astros puede alcanzar hasta unos centenares de veces el radio del Sol. En sus primeras fases, las estrellas alimentan su dinámica interna mediante el consumo en su núcleo del hidrógeno que las conforma y que, a través de cadenas de reacciones termonucleares, convierten en helio. Estas reacciones nucleares aportan la energía que emiten las estrellas y que se reciben en los observatorios terrestres y en órbita.

    Cuando una estrella del tamaño aproximado del Sol ha consumido el hidrógeno de su núcleo, dichas reacciones termonucleares no pueden continuar. De este modo, la estrella se contrae al derrumbarse sus capas externas hacia el interior por efecto de la gravedad. Como respuesta, la luminosidad de la estrella aumenta extraordinariamente y sus capas exteriores se expanden para multiplicar su radio por un factor de varios centenares de veces. Se inicia entonces la fase de gigante roja en sí, que es muy prolongada.

    Las gigantes rojas se caracterizan así por poseer un núcleo interior y denso en contracción y unas capas exteriores, o atmósfera, que están muy extendidas y tienen una densidad reducida. La conjunción de estos factores (vida larga, abundancia en el Universo y alta luminosidad) hace de las gigantes rojas uno de los objetos más comunes y visibles en la exploración del cielo nocturno. Estas estrellas forman una parte importante de la luz visible que se observa en nuestra galaxia, la Vía Láctea; puede suponerse que sucede lo mismo en una parte importante de las galaxias exteriores a ella.

    Cuando la estrella en su fase de gigante roja tiene masa suficiente, la progresiva contracción del núcleo interior lleva a que la temperatura en esta zona aumente en grado suficiente para iniciar una nueva fase de reacciones nucleares, esta vez con el helio como combustible para producir carbono. La etapa estelar se acompaña de una disminución del tamaño del astro, que se mantendrá en este estado de actividad mientras existan cantidades suficientes de helio en su núcleo. El agotamiento final del helio dará origen en su momento a un nuevo proceso de contracción del núcleo y de expansión extraordinaria de las capas externas, para iniciar una nueva fase de gigante roja.

    En cualquiera de los casos, la evolución final de una estrella de tipo solar que atraviesa por una fase de gigante roja es la formación de una estrella enana blanca como residuo de su núcleo y de una nebulosa planetaria como consecuencia de la expansión desmesurada de sus capas externas. El estudio de las gigantes rojas tiene especial interés para la astrofísica, dado que es la fase a la que está abocado el Sol desde el momento en que consuma el hidrógeno que alimenta las reacciones termonucleares de su interior. Según los cálculos establecidos, el Sol iniciará esta etapa de su evolución para llegar a convertirse en una gigante roja en un periodo comprendido aproximadamente entre cinco mil y seis mil millones de años.