Evolución estelar
Keywords: Evolución estelar, Agujero negro, Astronomía, Carbono, Clasificación estelar, Cúmulo estelar, Diagrama de Hertzsprung-Russell, Disco de acrecimiento
En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. Con la aparición de la ciencia moderna se trató de explicar el origen de la energía que radiaban. Primero se pensó que se trataba del calor procedente del colapso gravitatorio, pero esta teoría no concordaba con la antigüedad de la Tierra: 4500 millones de años. Tenía que haber alguna fuente de energía desconocida que las mantuviera activas durante lapsos tan largos, y no fue hasta la irrupción, ya en pleno siglo XX, de la física nuclear, que se pudo empezar a explicar los procesos que acaecen en el núcleo de estos astros. Pronto quedó claro que casi toda la vida de las estrellas estaba regida por procesos nucleares. Desde la formación hasta su muerte todas las fases de las estrellas dependerán de lo que ocurre en la escala de las partículas subatómicas.
La evolución estelar no se estudia observando su ciclo de vida individualmente sino observando numerosas estrellas, cada una en un punto distinto de su evolución, que no es sino una instantánea de ese proceso de escala temporal muy superior a la humana. Es posible estudiar también la evolución estelar a partir de modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar.
| Tabla de contenidos |
Formación estelar
- Más información en: Formación estelar | Disco de acrecimiento | Gas interestelar
Las estrellas se forman a partir de la fragmentación y condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total. La metalicidad de la nube de gas será la que posean las estrellas que origine. Normalmente, una misma nube produce varias estrellas formando cúmulos abiertos de entre decenas y centenares de ellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acrecimiento de los cuales surgirán planetas si la metalicidad es lo suficientemente elevada.
Sea como quiera, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo de la protoestrella se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se radía y la otra mitad la protoestrella la invierte en calentarse. De esta forma el núcleo aumenta su temperatura cada vez más hasta encender el hidrógeno, momento en el cual la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta alcanzar el equilibrio con la gravedad.
La masa de la nube determina también la masa de la estrella. No toda la masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el "nuevo sol" empieza a lucir. Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su viento estelar llegando al punto de detener el colapso del resto del gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo en la masa de las estrellas que se pueden formar en torno a las 60 o 100 masas solares. La metalicidad reduce ese límite, algo incierto, debido a que los elementos son más opacos frente al paso de la radiación cuanto más pesados. Por lo tanto una mayor opacidad hace que el gas frene su colapso más rápidamente por acción de la radiación.
La contínua lucha entre la gravedad, que tiende a contraer la joven estrella, y la presión producida por el calor generado en las reacciones termonucleares de su interior, son los aspectos que determinan a partir de entonces la evolución de la estrella.
Secuencia principal
- Más información en: Secuencia principal
Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno, mediante fusión nuclear fundamentalmente. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno y un manto que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de tiempo de unos pocos millones de años, en el caso de las estrellas más grandes y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas. Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que ésta ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, cantidades mayores de helio. Por este motivo las estrellas aumentan su luminosidad a lo largo de la secuencia principal de forma paulatina y regular. Cuando el hidrógeno del núcleo finalmente se agota la estrella sufre unas rápidas transformaciones que la convierten en gigante roja.
En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de quemar el hidrógeno del núcleo. Se podría pensar que la fusión de hidrógeno en helio se realiza mediante el choque de cuatro protones. Pero este tipo de choques múltiples son mucho más improbables que las colisiones por parejas. Por eso la combustión se realiza mediante cadenas de reacciones que conducen al helio-4. Lo que determinará a través de qué cadena o ciclo quema su hidrígeno será la masa de la propia estrella, pues el valor de ésta determina las condiciones de presión y temperatura de su núcleo.
Cadenas PP (0.08MSol - 1.5MSol)
Las cadenas protón - protón se llaman así porque son aquel conjunto de reacciones que parten de la fusión de un ión de hidrógeno con otro igual, o lo que es lo mismo, de un protón con otro protón. Se distinguen tres cadenas distintas. La PPI, PPII y la PPIII. Cada una con una probabilidad de ocurrencia distinta según la temperatura del núcleo. La fusión del hidrógeno mediante las cadenas PP se da en todas las estrellas pero en las más masivas su contribución es mínima. Dicha reacción solo predomina hasta las 1,5 masas solares. Por debajo de las 0.08 masas solares no existe fusíon del hidrógeno y tendremos una estrella abortada, es decir una enana marrón. En el diagrama que viene a continuación salen representadas las tres cadenas PP. También se citan los porcentajes de ocurrencia en el Sol el balance energético de cada reacción.
PPI: 26.20MeV. 90%
PPII: 25.67MeV. 10%
PPIII: 19.20MeV. 0.001%
Ciclo CNO (1.5MSol - 60MSol)
EL ciclo CNO recibe su nombre del carbono, el nitrógeno y el oxígeno, elementos, los cuales, intervienen en dichas reacciones.
Fase de gigante roja
- Más información en: Gigante roja
Las estrellas pueden acabar sus vidas expandiéndose como gigantes rojas para luego contraerse en una enana blanca o explotando como novas o supernovas dejando el núcleo de la estrella como una enana blanca, una estrella de neutrones, un púlsar o incluso un agujero negro en el caso de estrellas muy masivas. Tras los restos de una explosión estelar los restos expulsados de la estrella constituyen una nebulosa iluminada por la estrella central denominada nebulosa planetaria.
Muerte de las estrellas
- Más información en: Enana blanca | Supernova | Estrella de neutrones | Agujero negro
Los restos de material expulsados tras la muerte de una estrella son más ricos en elementos pesados como el carbono, oxígeno o hierro. Los elementos más pesados que el hierro solamente se pueden producir en explosiones de supernovas por lo que la mayoría de elementos pesados que forman nuestro planeta y nosotros mismos han sido procesados anteriormente en el interior de una estrella masiva.
Véase también: