ÚLTIMAS ETAPAS EN LA VIDA DE UNA ESTRELLA DE BAJA  MASA

Para completar el panorama de la muerte de una estrella, nos falta contemplar la muerte de una estrella no tan masiva; es decir, que se encuentre por debajo de las 11 masas solares (MS).

Mientras la estrella de baja masa se encuentra en la secuencia principal, ésta quema hidrógeno en helio en su núcleo. Cuando el hidrógeno del interior de la estrella se agota, queda un núcleo de helio rodeado de hidrógeno. En este momento la temperatura en el centro de la estrella no es lo suficientemente alta como para empezar a quemar helio. Debido a la falta de reacciones nucleares la estrella empieza a contraerse bajo su peso  (Para más detalles ver: Supernovas → Ultimas etapas de una estrella masiva). A su vez,  la contracción gravitacional hace que una capa de hidrógeno alrededor del núcleo alcance la temperatura necesaria para quemar hidrógeno en helio. En este momento inicia la etapa en la vida de la estrella llamada etapa de gigante roja.

Mientras tanto, el núcleo sigue contrayéndose, y por lo tanto, la temperatura sigue aumentando al interior de la estrella. En algunas estrellas la temperatura alcanza alrededor de K  y el helio empieza a quemarse en el núcleo de la estrella.  

El proceso de la quema de Helio es muy importante y lleva el nombre de “proceso 3α” (proceso triple alfa). En este proceso se lleva a cabo la conversión de tres núcleos de helio (partículas α) en uno de carbono. En las súper gigantes rojas también se da otro proceso químico muy importante. Un átomo de carbono puede capturar una partícula α (es decir, un helio), y así generar oxígeno.

Esta reacción, junto con el “proceso 3α” son las principales fuentes de oxígeno y carbono del Universo.

La reacción de quema de helio libera menos energía que la de quema de hidrógeno. Para obtener la misma energía que se obtenía con el hidrógeno, el helio se tiene que quemar en mayor cantidad. El período de gigante roja tiene una duración del 10% de la duración de la secuencia principal, ya que el combustible se usa más rápidamente. Por otro lado, la combustión de hidrógeno en la capa de la estrella empuja hacia fuera al resto de la estrella haciendo que ésta aumente su radio. Como el radio es mayor, la temperatura en la superficie estelar disminuye, dándole ese color rojizo.

Al acabarse el helio en el núcleo de la estrella, la estrella empieza a contraerse nuevamente. Esta contracción hace que la temperatura al interior de la estrella aumente, y llega un punto en el que la temperatura alrededor del núcleo es lo suficientemente alta como para empezar a quemar helio en una pequeña capa.

La capa en la que se lleva a cabo la combustión del helio es muy delgada, por lo que la energía que libera no es suficiente para levantar el material que se encuentra por encima de ella. Por lo tanto, mientras la combustión de helio se lleva a cabo, la capa no puede expandirse, lo que ocasiona que la temperatura en la capa aumente más. A su vez el aumento en la temperatura acelera la combustión de helio. Esto genera una descarga de energía muy rápida llamada pulso térmico, el cual dura unos cuantos cientos de años. Los pulsos térmicos son muy importantes, ya que es justo en presencia de éstos cuando se lleva a cabo el “proceso s”.

En el proceso s (s de slow) los núcleos capturan neutrones muy lentamente, ya que la densidad de neutrones presentes es relativamente baja. Si la captura del neutrón lleva a la creación de un isótopo inestable, éste decae antes de que otro neutrón pueda ser capturado. Por medio del proceso s se pueden forman núcleos tan pesados como . Algunos isótopos como y sólo pueden ser creados mediante este proceso.

Los pulsos térmicos también tienen otros efectos. La liberación tan grande de energía hace que el proceso de convección de la estrella se modifique. Se forma un paso por el cual el material de la capa de helio en el interior de la estrella alcanza la superficie.  Esto hace que algo de helio y de los elementos formados durante el proceso s lleguen a la superficie de la estrella. Es por esto que las líneas espectrales de estos elementos aparecen en el espectro de la estrella.

Las estrellas con pulsos térmicos presentan pulsaciones,  y se les conoce como Variables Mira. Reciben este nombre debido a Mira (Omicron Ceti), la cual tiene una variación en su brillo de 6 magnitudes con un periodo de 331 días.
En las variables Mira las pulsaciones parecen ser erráticas, la relación entre periodo y luminosidad no están bien definidos. Es más, las pulsaciones en las variables Mira parecen causar deformaciones en la forma esférica de las estrellas.

Otra característica de las gigantes rojas es que se encuentran sujetas a grandes pérdidas de masa. Cuando las estrellas están perdiendo mucha masa, se vuelven fuentes muy poderosas de  emisión infrarroja, la cual está presente por los granos de polvo que se condensan en el material que se está perdiendo. El polvo se forma principalmente de grafito o silicatos. El material liberado muchas veces forma una capa alrededor de la estrella, lo cual sería el inicio de la siguiente etapa de la estrella: nebulosa planetaria.

Las nebulosas planetarias son llamadas así ya que en el siglo XXVIII al ser observadas por un telescopio parecían tener la forma de un planeta. Ahora ya se sabe que las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con los planetas. Las nebulosas planetarias son grandes capas de gas que contienen polvo, las cuales se expanden muy lentamente (decenas de kilómetros por segundo). La masa de estas nubes es aproximadamente de entre 0.1 MS y 0.2 MS. Están normalmente asociadas con estrellas calientes que se están contrayendo, mientras que su envoltura se expande.

El por qué de la formación de las nebulosas planetarias es todavía un tema de discusión, sin embargo, lo que sí se sabe es que las nebulosas planetarias finalmente se disipan en el medio interestelar dejando atrás únicamente los núcleos calientes de las estrellas que las formaron.