Una estrella gegant vermella és una estrella que ha evolucionat sortint de la seqüència principal després d’acabar l’hidrogen que tenia.
El diagrama HR representa a l’eix horitzontal la temperatura superficial de les estrelles que està lligada al seu color i al seu tipus espectral. A l’esquerra hi ha les estrelles blaves més calentes i a la dreta les més «fredes» vermelles.
A l’eix vertical hi ha representada la magnitud absoluta que està lligada a la lluminositat real de les estrelles comparada amb la nostra estrella, el Sol.
Recordem que la magnitud d’una estrella augmenta quan menys brilla. Una estrella de primera magnitud brilla unes 2,5 vegades més que una de segona magnitud.
Per a calcular la magnitud absoluta d’una estrella s’ha de calcular la magnitud que tindria si la tinguéssim a una distància de 10 parsecs (32,6 anys-llum o 309 bilions de km).
El Sol tindria magnitud absoluta 5. Les estrelles més brillants tindran magnitud absoluta negativa i estaran a la part alta del diagrama.
Posades les estrelles al diagrama la majoria (un 99%) queden a la zona diagonal coneguda com a seqüència principal i molt poques queden en altres zones (gegants i, després, nanes).
Les estrelles s’escalfen i brillen per reacció de fusió nuclear. S’ajunten nuclis atòmics i fan nuclis atòmics majors. La reacció principal és la fusió d’hidrogen en heli. Després l’heli pot formar carboni, oxigen, etc.
Es clar que les estrelles no duren per sempre: neixen, evolucionen i moren.
Les estrelles es formen a partir de gas i pols a causa de les forces de gravetat fins que comencen les reaccions nuclears, puja la temperatura i brillen amb llum infraroja, vermella… arriben a la zona de la seqüència principal segons la massa de l’estrella. La massa de Sirius A és aproximadament doble que la del Sol. La massa de Règul A és aproximadament 3,5 vegades la del Sol.
L’estrella estarà a la seqüència principal molts anys i finalment es desplaçarà a la zona de gegants quan s’hagi acabat l’hidrogen disponible i acabarà amb un nou desplaçament cap a la zona de nanes blanques.
L’energia que emet una estrella suposa disminució de massa apreciable però relativament petita si es compara amb la massa total de l’estrella.
Hem de fer notar també que la massa i diàmetre no té una relació directa. El Sol, en un futur, serà una estrella gegant però la seua massa no creixerà. Més bé anirà perdent massa que és transforma en energia d’acord amb l’equació d’Einstein: E=mc2. El seu diàmetre podrà arribar més enllà de l’òrbita de la Terra i del planeta Mart.
Es creu que aquesta és l’evolució més habitual per a les estrelles de massa no molt major que la del Sol.
Un altre aspecte important de l’evolució d’una estrella és que quan major és la massa de l’estrella, més ràpida és l’evolució i més petit el temps de l’estrella a la zona de la seqüència principal. Estrelles de massa molt major que el Sol tenen una vida molt més curta.
Hi ha estrelles que ja han arribat a l’etapa de gegants vermelles: Aldebaran, Antares, Artur, Betelgeuse i Mira.
Massa Diàmetre Distància Tipus Magn. Temperatura
(Sol=1) Milions km Anys-llum espectral K
Betelgeuse 17 1045 548 M2 Iab +0,5 3500
Antares 15 945 550 M1,5 Iab +0,9 3600
Mira 1,18 745 300 M7 IIIE +2,0 3000
Aldebaran 1,16 31 65 K5 III +0,85 3900
Artur 1,08 18 37 K1,5 III -0,05 4290
Sol 1,0 1,39 – G2V -26,7 5500
Sirius 2,1 2,5 8,6 A1V -1,5 9940
A la taula es comparen cinc gegants vermelles amb el Sol i amb Sirio, una estrella brillant, propera, blanca i calenta..
Aquí es compara el Sol amb Artur, la gegant més petita, i amb Antares, major que l’òrbita de Mart. Betelgeuse és major.
Les estrelles gegants vermelles són més «fredes» que les blanques o blaves però tenen un radi molt major.
A les nits d’estiu podem veure Artur a ponent, i Antares al sud.
De matinada o a les nits d’hivern podem veure Betelgeuse, Mira i Aldebaran.
