Gigante roja

Una gigante roja es una estrella gigante de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno 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 su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la del gigante rojo, 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 su luminosidad 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 un gigante rojo. En todo este proceso la energía emitida por el gigante proviene de la mencionada cáscara y de la conversión de energía gravitatoria en calor por el teorema de virial.

El tamaño actual del Sol en comparación con su tamaño máximo estimado durante su fase de gigante rojo dentro de unos 5000 millones de años

Proceso de formación

 

Diagrama de Hertzsprung-Russell en el que se han representado las trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas; las fases de gigante roja para estrellas de masa baja e intermedia están señaladas con GR.

Durante la etapa de secuencia principal, a medida que las reacciones termonucleares producen helio, este se va acumulando en el centro de una estrella por su mayor densidad (es más pesado que el hidrógeno). Conforme el hidrógeno va consumiéndose fusionándose en helio, al llegar a una cantidad crítica de helio (límite de Schoenberg-Chandrasekhar) la presión interna va disminuyendo y la estrella reacciona 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 lo suficientemente poco masiva (M < 2,5 masas solares) 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 masas solares) 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 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 la estrella 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 formación del 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, o de 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 gigantes es muy profunda, así que las ondas de choque contribuyen a acelerar aún más el viento estelar. Por otro lado, estas estrellas emiten mucho en la parte infrarroja del espectro, que sufre mucha absorción por parte del 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. La pérdida de masa acumulada entre las fases de gigante roja y de gigante asintótica se estima en entre el 40 y el 60 % de la masa total inicial de la estrella.

Esta baja densidad de sus capas exteriores también se traduce en que son estrellas que carecen un limbo (es decir, de una fotosfera) bien definido. En su lugar el cuerpo de la estrella se transforma de modo muy gradual en una corona al ir alejándose de su centro.

Es también notable que, a diferencia de lo que sucede en estrellas pequeñas como nuestro Sol donde existen multitud de células convectivas (gránulos solares), una gigante roja solo tiene un pequeño número de ellas -pero de gran tamaño-, considerándose este rasgo como la causa de sus variaciones de brillo.^[2]​

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 es trasladado hasta la superficie. Este cambio en las abundancias superficiales es potencialmente observable, y se manifiesta como una diferencia con las abundancias superficiales de estrellas de la secuencia principal con 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 gigante asintótica. 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.

Posible habitabilidad

Aunque habitualmente se asuma que la conversión de una estrella en gigante roja convertirá su sistema planetario, si existe, en inhabitable, algunos estudios sugieren que mientras la estrella evoluciona convirtiéndose en ese tipo de astro podría albergar una zona habitable, que -para una estrella con la masa del Sol- se extendería entre 2 y 9 unidades astronómicas de la estrella, durando a la menor distancia varios miles de millones de años y a la mayor 100 millones de años, tiempo tal vez suficiente para que la vida pudiera desarrollarse en un planeta adecuado para ello a esa distancia. Una vez que la estrella abandona la fase de la gigante roja, mientras fusiona helio en su núcleo cómo estrella de la rama horizontal/apelotonamiento rojo fusionando helio en el núcleo, hay otros mil millones de años extra de habitabilidad en una franja entre que se extiende entre 7 y 22 unidades astronómicas -también para una estrella con la masa del Sol-.^[3]​

Estudios posteriores, sin embargo, muestran como para una estrella de masa similar a la del Sol las duración de las zonas habitables bajan hasta 100 millones de años a la distancia de Marte y 210 millones de años a la distancia de Saturno (y aún menos para estrellas más masivas que nuestro astro); sin embargo en las estrellas menos masivas que este la zona habitable podría perdurar durante varios miles de millones de años.^[4]​

Ejemplos de gigantes rojas

 

Representación de una gigante roja.

Muchas de las estrellas brillantes conocidas son gigantes rojas, porque son luminosas y moderadamente comunes. La estrella variable de rama gigante asintótica Gamma Crucis es la estrella gigante de clase M más cercana a 88 años luz. ^[5]​ La estrella de la rama gigante roja K0 Arcturus está a 36 años luz de distancia. ^[6]​

Rama de estrellas gigantes

• Aldebaran (α Tauri)
• Antares (α Scorpii)
• Arcturus (α Bootis)
• Gacrux (γ Crucis)

Gigantes de grupos rojos

• Hamal (α Arietis)
• κ Persei
• δ Andromedae ^[7]​

Rama asintótica gigante

• Mira (ο Ceti)
• χ Cygni
• α Herculis

El Sol como gigante roja

Dependiendo de los modelos utilizados para estudiar su futura evolución, se estima que dentro de unos 5000-6000^[8]​^[9]​ millones de años el Sol, tras fusionar todo el hidrógeno de su núcleo, se transformará en una gigante roja, proceso que llevará aproximadamente 600 millones de años.^[9]​ En ese proceso casi con certeza devorará a Mercurio, Venus y, probablemente, también a la Tierra poco antes de alcanzar su tamaño y luminosidad máximas,^[8]​^[10]​ llegando a ser casi 260 veces mayor y 2700 veces más luminoso de lo que es hoy, de acuerdo con las últimas estimaciones.^[8]​

Referencias

1. «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal (en inglés). Noviembre de 1993. Consultado el 25 de enero de 2020. «Mediciones sobre el sol». 
2. Schwarzschild, Martin (1975). «On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants.». Astrophysical Journal 195: 137-144. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313. 
3. Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (2005). «Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?». The Astrophysical Journal 627: 974-985. Bibcode:http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...627..974L. 
4. Ramirez, Ramses; Kaltenegger, Lisa (2016). «Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars». The Astrophysical Journal 823 (1). Bibcode:2016ApJ...823....6R. doi:10.3847/0004-637X/823/1/6. 
5. Irlanda, M. J. et al. (mayo de 2004). «Diámetros de longitud de onda múltiple de Miras cercanas y variables semirregulares». Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society 350: 365-374. Bibcode:2004MNRAS.350..365I. arXiv:/ 0402326 astro-ph / 0402326. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x. 
6. Abia, C.; Palmerini, S.; Busso, M.; Cristallo, S. (2012). «Proporciones isotópicas de carbono y oxígeno en Arcturus y Aldebaran. Restringir los parámetros para la mezcla no convectiva en la rama gigante roja». Astronomy & Astrophysics 548: A55. Bibcode:& A ... 548A..55A 2012A & A ... 548A..55A. arXiv:1210.1160. doi:10.1051/0004-6361/201220148. 
7. Alves, David R. (2000). «K-Band Calibración de la Red Clump Luminosity». The Astrophysical Journal 539 (2): 732. Bibcode:... 539..732A 2000ApJ ... 539..732A. arXiv:/ 0003329 astro-ph / 0003329. doi:10.1086/309278. 
8. Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155-163. 
9. Sackmann, I. -Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (1987). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal 418: 457. Bibcode:1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/173407.  La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
10. [https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20 Archivado el 17 de marzo de 2008 en Wayback Machine.] el 17 de marzo de 2008 en Wayback Machine., Artículo en inglés que explica la supervivencia de la Tierra.

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