Si observamos con atención el cielo en una noche serena, notamos que algunas estrellas presentan un color decididamente rojizo. Es el caso de ciertas estrellas famosas y muy luminosas, como Arturo, Aldebaran, Antares, Betelgeuse, alfa Urae Majoris, beta Andromedae y algunas otras.

Todos estos astros, cuya característica común es una coloración que va del anaranjado (como Arturo) al rojo vivo (como Betelgeuse), poseen luminosidades intrínsecas muy diferentes. Se piensa que de la más brillante a la más tenue de estras estrellas existe una relación de luminosidad del orden de un billón. 

Una gran variedad de tipos

El color rojizo de estas estrellas indica una temperatura superficial muy baja (ver el color de las estrellas ), de unos dos o tres mil grados.

En cambio, las estrellas más calientes (tipo espectral O, tienen una temperatura superficial de más de 50.000ºC; las estrellas blancas de tipo A, como Vega o Sirio, presentan una temperatura en torno a los 10.000ºC, mientras que nuestro Sol llega a los 5.800ºC.

Las estrellas de las que hablamos se encuentran, por lo tanto en la extrema derecha del diagrama HR, y pertenecen al último tipo espectral, el tipo M. Puesto que su luminosidad varía entre una millonésima y un millón de luminosidades solares, se sitúan en el diagrama a alturas muy diferentes, según sus dimensiones. Esta gran diferencia en luminosidades refleja también una gran diversidad en la fase evolutiva. Las menos luminosas (como eta Cassiopeiae) son estrellas de la secuencia principal; se trata de enanas rojas, que queman muy lentamente el hidrógeno de su centro y viven miles de millones de años.

Imagen: Orionsarm

Algunas son sede de repentinas explosiones de breve duración, que en inglés reciben el nombre de "flares" (destellos).

Mucho más luminosas que las enanas rojas, son las gigantes rojas, que son estrellas que han alcanzado una fase avanzada de su vida, tras agotar el hidrógeno de su centro; la combustión nuclear se ha desplazado a un envoltorio más externo y este fenómeno ha provocado la expansión de los estratos superficiales, con la consiguiente disminución de la densidad y de la temperatura.

Las gigantes son, de hecho, las más frías entre las estrellas de tipo M, y a menudo son además estrellas variables de periodo largo, de tipo Mira. Finalmente, las estrellas frías más luminosas son las supergigantes rojas, como Antares y Betelgeuse.

En el cúmulo NGC3293 puede
observarse una estrella tipo M
cuya temperatura es muy fría.
Imagen: Astrobase

Espectros muy complejos

El estudio de los espectros permite saber mucho de estas estrellas frías. Mediante complejos modelos que describen el comportamiento de la radiación al atravesar la atmósfera estelar, es posible deducir los elementos químicos presentes, la temperatura y la densidad de los estratos superficiales.

Las estrellas de tipo M no presentan las líneas del hidrógeno, porque la temperatura es tan baja que este elemento no está excitado y no emite. En cambio, ciertos metales sí se excitan y dan lugar a líneas intensas. Pero la principal característica de los espectros de las estrellas frías es la presencia de "bandas" moleculares, configuraciones semejantes a líneas de absorción muy anchas. En realidad, son conjuntos de líneas muy apretadas, debidas a la transición entre niveles energéticos muy próximos entre sí de los electrones pertenecientes a compuestos moleculares. En efecto, gracias a la baja temperatura, se forman compuestos como el óxido de titanio (TiO), el óxido de vanadio (VO) y el hidrógeno molecular. Las bandas se vuelven más intensas y numerosas cuanto más desciende la temperatura, porque son cada vez más las moléculas que pueden formarse. En los espectros de las estrellas más frías, las líneas de absorción superpuestas al continuo están tan apretadas que no se consigue distinguir este último.

Los cálculos de la temperatura se vuelven entonces sumamente difíciles.

Estrellas de carbono

El color de algunas estrellas es de un rojo todavía más intenso y oscuro que el de Betelgeuse. Ello se debe a la fuerte abosorción de la región azul y violeta del espectro por parte de algunos elementos neutros (por ejemplo sodio y magnesio). La temperatura es aquí todavía más baja que en las estrellas de tipo M; los elementos están aún menos ionizados y, por lo tanto, absorben con más eficacia la radiación procedente de las zonas internas de la estrella. En los espectros de estas estrellas, las bandas moleculares estan causadas no ya por compuestos del oxígeno, sino del carbono, como el óxido de carbono y el dióxido de carbono.

¿A qué sedebe esta gran abundancia de carbono en la superficie estelar? Evidentemente, en estas estrellas gigantes son muy eficaces las corrientes convectivas, que transportan a la superficie material caliente y rico en elementos producidos por las reacciones nucleares. prueba de que efectivamente se verifica este fenómeno es la observación en la superficie de un elemento como el tecnecio, altamente radiactivo, que tiene una vida muy corta en comparación con la de la estrella; si los movimientos convectivos no lo transportaran continuamente a la superficie, su observación sería sumamente improbable.