El término de la vida madura de una estrella durante la cual brilla con una luz más o menos constante a lo largo de millones de años, sobreviene cuando el suministro de hidrógeno como combustible del núcleo empieza a agotarse. Hasta ese momento, durante toda su existencia, la estrella ha generado energía mediante la fusión nuclear de los núcleos de hidrógeno; ahora, sin embargo, tiene que encontrar nuevos combustibles para continuar brillando. El cambio a la nueva manera de producir energía provoca modificaciones físicas en su estructura que la hacen mucho más brillante, al tiempo que la hinchan: la estrella ha entrado en su fase gigante roja.

El cambio inicial a gigante roja se produce cuando las reacciones de fusión nuclear se extienden desde las regiones centrales del núcleo de la estrella hacia la capa esférica de materia que lo rodea.
Las estrellas se componen casi por entero de hidrógeno (con cierta cantidad de helio y de otros elementos más pesados), por lo que, en teoría, no escasea el combustible que quemar, pero las reacciones de fusión requieren presiones y temperaturas inmensas y, fuera del propio núcleo, la presión centrífuga de la radiación a través de la estrella impide que el resto del material las alcance.

Sin embargo, cuando las reacciones del núcleo se debilitan y cesan, las condiciones en el interior de la estrella empieza a cambiar.
Al disminuir la presión de la radiación que la sostenía frente a la gravedad, la estrella empieza lentamente a desplomarse sobre si misma. Muy pronto, las condiciones en torno al núcleo alcanzan la temperatura y presión necesarias para mantener la fusión del hidrógeno y, así, vuelve a encenderse la fuente de energía de la estrella. En esta ocasión, sin embargo, lo hace con una importante diferencia: el aumento de volumen y de área superficial de la capa esférica incrementa tremendamente la producción de energía de la estrella, cuya luminosidad aumenta entre 1.000 y 10.000 veces. El súbito incremento de la energía de radiación que escapa del interior hace que el diámetro de la estrella se expanda a varios cientos de veces el anterior, por lo que el área de la superficie aumenta tremendamente. A consecuencia de ello, aunque sea muchas veces más brillante que antes, es menor la cantidad de energía que escapa por cada unidad de superficie dada, por lo que, en realidad, la estrella se enfría y enrojece. Las estrellas gigantes pueden presentar una gama de colores, según sea la relación exacta entre la producción de energía y el tamaño, pero el más común, con mucho, es el rojo.

La fase de gigante roja es un periodo relativamente breve en la vida de una estrella. Mientras sus capas exteriores se expanden, el núcleo (ahora dominado por el helio, producto de la fusión de núcleos de hidrógeno) sigue comprimiéndose lentamente bajo su propio peso. Finalmente, se hace tan caliente y denso que el propio helio puede iniciar reacciones de fusión. Esta fusión del helio produce diversos elementos más pesados, como carbono y oxígeno. Cuando la energía empieza a inundar de nuevo la estrella desde el núcleo, el aumento del calor hace que la capa donde quema el hidrógeno se expanda, de modo que las reacciones en ella se debilitan. La luminosidad general de la estrella decae y la masa vuelve a encogerse a casi su tamaño original.

La combustión de helio dura un periodo mucho más corto que la fase original de combustión de hidrógeno y, al cabo de no mucho tiempo, el suministro de helio en el núcleo se agota también. El penúltimo acto en la vida de muchas estrellas es una segunda fase de gigante roja: se repite el proceso de desplome antes descrito hasta que puede reiniciarse la combustión del helio en una segunda capa en torno al núcleo y la estrella empieza a hincharse de nuevo. Para muchas de ellas, esta segunda expansión no tiene vuelta atrás y las condena a terminar sus días como nebulosa planetaria. Una pequeña parte, en cambio, tiene un destino mucho más espectacular, en forma de supernova.

Ejemplo de supergigante roja

Betelgeuse, que se encuentra a una distancia de 427 años luz.

Aunque sólo 15 veces más masiva que el Sol, Betelgeuse es 14.000 veces más brillante y unos increíbles 40 millones de veces más voluminoso. Si lo colocásemos en el centro del Sistema Solar, sus capas exteriores envolverían Júpiter.

Las estrellas del cielo nocturno varían mucho en brillo y color. Como el color de cualquier objeto radiante depende de su temperatura, esa sola información nos permite calcular lo caliente que es la estrella. Igual que una bola de metal calentada en un horno se pone roja primero, amarilla luego y blanca más tarde y, por fin, azul, las estrellas azules resultan ser más calientes que las rojas.

El brillo es una característica más compleja, pues no sólo depende de la energía intrínseca de la estrella (lo que suele denominarse su «luminosidad»), sino también de la distancia a la que está de la Tierra, puesto que la estrella irradia una cantidad limitada de energía, que se esparce a una región más y más grande de espacio conforme aumenta la distancia. Las estrellas están demasiado lejos para utilizar los sistemas convencionales de medición de las distancias, por lo que los astrónomos emplean diversos métodos, según su lejanía. El primero de ellos, útil para las estrellas cercanas, sobre todo, es el llamado «paralaje estelar». El paralaje es la ilusión de que un objeto se ha movido; se crea cuando se observa un objeto desde dos puntos distintos contra un fondo más lejano. Cuanto mayor es la distancia entre los dos puntos de observación, mayor es el movimiento aparente del objeto y más fácil resulta medir la distancia. Por fortuna, para medir el efecto no necesitamos cambiar de ubicación nuestro observatorio, puesto que la órbita anual de la Tierra en torno al Sol nos lleva al otro extremo de un círculo de 300 millones de kilómetros de diámetro cada seis meses.

Armados con la información del paralaje, es relativamente sencillo determinar la luminosidad de una estrella por su «magnitud aparente» en los cielos terrestres. Esto empieza a revelar patrones que, hoy, permiten a los astrónomos calcular el brillo de una estrella sólo por las cualidades de su luz mediante la espectroscopia.

Más difícil resulta la medición directa de la masa de una estrella, pero las órbitas de las estrellas dobles y múltiples permiten determinar sus masas relativas. Con esta información, se puede observar como las diferencias de masa han afectado a la evolución de diversas estrellas que se han formado al mismo tiempo, a partir del mismo material. La masa que adquiere una estrella resulta un factor decisivo que determina como desarrollará su vida y como morirá.

El principio es sencillo: se trata de dividir la luz de la estrella en un espectro de colores y buscar líneas oscuras que lo atraviesen. La luz de una estrella es una combinación de todos los colores del espectro visible y cada color corresponde a una energía y a una longitud de onda particulares. Si «falta» una longitud de onda determinada, algo debe de estar absorbiéndola: muy probablemente, ciertos átomos de la atmósfera exterior de la propia estrella. Como cada átomo o partícula absorberá un patrón único de energías gobernado por su propia estructura interna, se puede relacionar una serie concreta de líneas espectroscópicas con determinados elementos y compuestos químicos de la estrella.

Como las energías de estas «líneas de absorción» son fijas, resultan de utilidad en otros aspectos. Si una estrella u otro objeto celeste presenta patrones de líneas que están «desviados» en una dirección u otra, esto indica que está actuando el efecto Doppler. Éste es un fenómeno por el que, cuando un objeto se desplaza hacia el observador o se aparta de él, la longitud de onda lumínica que emite se comprime o se estira. Esto significa que la luz de objeto que se aleja aparece más rojo de lo habitual, mientras que la de un objeto que se acerca aparece más azul. En la vida cotidiana, las diferencias son imperceptibles, pero la aguda definición de las líneas del espectro facilita la medición del efecto y revela cómo se mueven estrellas y galaxias en relación a nosotros.

Espectro visible

Del mismo modo que la rotación de la Tierra desplaza el Sol a través del cielo cada día de este a oeste, también las estrellas que se ven de noche siguen ese mismo movimiento que las hace girar siempre alrededor del polo celeste. Además, a medida que la Tierra orbita en torno al Sol a lo largo del año, las constelaciones cambian con las estaciones.

Cambios a lo largo de la noche

La Tierra gira y, mientras lo hace, las estrellas salen por el horizonte oriental y se ponen en el occidental. Por ejemplo, en una tarde de diciembre podemos ver Orión alzándose por el este. Pero a medianoche está ya alto en el cielo, y lo vemos esconderse hacia poniente ya cerca del alba.

Cambios con la latitud

El cielo parece rotar alrededor de los dos polos celestes a medida que la Tierra gira. El movimiento concreto de las estrellas respecto del horizonte local depende del lugar de la Tierra desde el que se observe (véase diagrama. izquierda).
Si se observa desde un témpano de hielo en el polo norte, el polo norte celeste cae justo encima de la cabeza. El cielo gira alrededor de ese punto mientras la Tierra rota.Todas las estrellas trazan circunferencias paralelas al horizonte, sin salir ni ponerse.
Desde el ecuador se observa el ecuador celeste que pasa por encima de la cabeza, en tanto que los dos polos celestes yacen en el horizonte, uno al norte y otro al sur. El cielo rueda alrededor de esos dos puntos del horizonte y levanta las estrellas en vertical hacia el este, y las hace bajar rectas hacia el oeste.

Entre ambos extremos, en las latitudes medias boreales. la esfera celeste se muestra inclinada. El polo norte celeste aparece a media altura en el cielo y las estrellas trazan círculos centrados en este punto estacionario. Desde la misma latitud pero en el hemisferio austral, las estrellas siguen moviéndose de este a oeste pero parecen girar alrededor del polo sur celeste, visible también a media altura.

Cambios a lo largo del año

El lado nocturno de la Tierra está orientado hacia partes diferentes del firmamento en las distintas posiciones que ocupan el planeta a medida que gira alrededor del Sol.
Podemos compararlo con un gran tiovivo que nos arrastrara y nos ofreciera así, en cada momento, vistas distintas de un panorama lejano. En junio miramos hacia Sagitario, mientras que Orión se halla en dirección contraria, cerca del Sol ya por tanto, visible sólo de día. Seis meses más tarde. en diciembre, la cara nocturna de la Tierra mira hacia Orión, mientras que el Sol aparece en la dirección de Sagitario.

Una estrella apresurada

Las estrellas, como todos los objetos del universo, se desplazan. Normalmente se requieren miles de años para discernir este cambio de posición, conocido como movimiento propio. Pero algunas estrellas parecen tener prisa. Por ejemplo, la estrella de Kapteyn, en la constelación de Piscis se mueve casi 9 segundos de arco por año. Su desplazamiento resulta patente en estas dos fotografías obtenidas en 1975 (extremo izquierda) y en 1990 (izquierda).

Las estrellas G de la secuencia principal, como Capella, tienen masas de 0,8 – 1,1 masas solares, mientras que las supergigantes tienen 10 – 12 masas solares. La luminosidad de las gigantes de tipo G son de unas 30 – 60 veces la del Sol, y para las supergigantes, de 10.000 – 300.000 veces la del Sol.