La evolución de las estrellas

Las estrellas, tal como los seres vivos, también nacen, viven y mueren... a su propio ritmo.

La historia vital de una estrella, desde su nacimiento hasta su muerte, depende principalmente de su masa inicial y, en menor grado, en su composición.

La evolución de las estrellas depende casi exclusivamente de su masa inicial. Las más pequeñas viven mucho y bastante tranquilamente, mientras que las más masivas tienen vidas cortas, intensas y violentas.

© Chandra/SETI

El tiempo que vivirá es más o menos proporcional a 1/M*2,5, donde “M” es la masa estelar, de modo que, por ejemplo, si doblamos la masa su lapso vital se verá disminuido en un factor de más de 5, y si multiplicamos la masa por 10, su expectativa de vida se acortará en un factor de aproximadamente 300. Sucintamente, la evolución de las estrellas se puede ver en el diagrama Hertzsprung-Russell (o diagrama HR).

Las estrellas se forman en gigantescas nubes moleculares localizadas en regiones que han sufrido un colapso gravitatorio. Surgen así densas concentraciones de gas en los cuales la energía potencial de la gravedad se convierte en luz y calor. Una joven proto-estrella se calienta lo suficiente (2000~3000ºC) como para brillar en luz roja, pero es oscurecida por una especie de capullo de gas y polvo que solamente permite el paso de microondas y de luz infrarroja.

En algún momento, la temperatura central de la proto-estrella aumenta lo suficiente como para que el deuterio, un isótopo pesado del hidrógeno, inicie el proceso de fusión, lo que detiene momentáneamente la contracción gravitatoria del objeto.

El diagrama Hertzsprung-Russell nos muestra a las estrellas clasificadas según su luminosidad (eje vertical) y su temperatura superficial (eje horizontal) que define su tipo o clase espectral (O,B,A,F,G,K,M). Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la franja denominada “secuencia principal”. Las azules son las más grandes y calientes, y las rojas las más frías y pequeñas. Nuestro Sol se encuentra aproximadamente en el medio.

© Astronum

Cuando todo el deuterio es consumido, la estrella embrionaria continúa su “caída” gravitatoria como un objeto pre-secuencia principal (ver diagrama HR), hasta que puede tener lugar la fusión normal del hidrógeno y la estrella se une a la secuencia principal. Allí permanecerá, en una condición estable, durante el 90% de su vida.

Cuando la estrella agota su provisión central de hidrógeno, el núcleo, privado de la presión hacia afuera de la radiación, comienza a contraerse. Entonces comienza a producirse la fusión en una capa alrededor del núcleo. Esta fase es relativamente rápida y en ella las capas exteriores de la estrella se hinchan y enfrían, a través de la etapa de sub-gigante hasta alcanzar la de gigante roja o, en el caso de una estrella muy masiva, en una súper-gigante roja.

Las etapas siguientes continúan relacionándose con la masa. En el caso de las estrellas que pesan más que una masa solar (la masa de nuestro Sol es el patrón común de medida), la capa de fusión de hidrógeno se consume hacia afuera, dejando detrás más y más helio. A medida que el helio se va acumulando, el núcleo se va haciendo más masivo y se contrae más, haciéndose más denso y caliente. Finalmente, el corazón de la estrella se vuelve tan denso que los electrones dentro de él entran en un estallo llamado “gas degenerado”, una condición en la cual se resisten a cualquier contracción o expansión. Mientras la capa de hidrógeno continúa fusionándose, el núcleo de gas degenerado se calienta cada vez más, hasta que cuando alcanza una temperatura de unos cien millones de grados el helio comienza a fusionarse transformándose en carbono, en un proceso llamado “triple-alfa”.

Tipos espectrales y tamaños comparativos de las estrellas de la secuencia principal.

© Morgan-Keenan

La energía liberada en este proceso eleva aún más la temperatura del núcleo. En condiciones normales, esto haría que se expandiera y enfriara, pero como está compuesto por gas degenerado no hay expansión y la temperatura sigue aumentando sin freno alguno. Una temperatura más alta significa un proceso triple-alfa más rápido, lo que produce más energía, de modo que la temperatura aumenta, todo en un espiral creciente.

Cuando la temperatura del núcleo alcanza los trescientos millones de grados centígrados, se produce un consumo casi explosivo del helio en lo que se denomina “destello de helio”. En este acontecimiento notable, que dura apenas unos pocos minutos, la estrella genera energía a una velocidad que es cien veces mayor que la de toda la galaxia junta.

Sin embargo, esta enorme producción de energía nunca llega a la superficie sino que en cambio va eliminando la degeneración de los electrones y expande al núcleo. En el caso de las estrellas con más de dos masas solares, el proceso triple-alfa comienza antes de que los electrones se degeneren, de modo que no hay un destello de helio, sino un proceso gradual hacia un núcleo de fusión de helio.

Características de las estrellas. Para medir su masa, radio y luminosidad se toma como unidad a nuestro Sol.

© FisicayUniverso.blogspot

Una vez que comienza la fusión del helio, ya sea explosiva o gradualmente, la estrella cuenta con dos fuentes de energía: la fusión del helio en una capa que rodea al núcleo y la fusión del helio dentro del propio núcleo. El helio se fusiona para convertirse en carbono, y una parte de este carbono se combina con helio para crear oxígeno.

Al mismo tiempo en que el núcleo de la estrella se enriquece en carbono y oxígeno, la temperatura de su superficie aumenta hasta que la estrella llega a la zona del diagrama HR conocida como “rama horizontal”. Las estrellas con masas igual o mayores que la del Sol se hacen más pequeñas y calientes pero manteniendo una luminosidad constante.

Evolucionan entonces hacia la rama horizontal del diagrama HR con una luminosidad constante (las estrellas de poca masa con unas 10 Lsol, las estrellas con mucha masa (10 Msol) con unas 200 Lsol. Podemos ver que a medida que evolucionan, las estrellas de la rama horizontal cruzan la franja de inestabilidad. Durante un corto lapso, las estrellas de gran masa serán Cefeidas variables, y las estrellas de poca masa serán del tipo RR Lyrae.

Después de permanecer como estrellas de la secuencia principal durante unos pocos millones de años, el helio en el corazón de la estrella se consume (convirtiéndose ahora en un núcleo compuesto principalmente por carbono y oxígeno) y se desarrolla una capa de helio “quemándose” por debajo de la capa de hidrógeno “que se está quemando” (en todos los casos, este hecho de “quemarse” significa que los núcleos se fusionan para transformarse en elementos más pesados, liberando energía en el proceso).

Los electrones y los núcleos en el interior del corazón se degeneran nuevamente y la estrella se expande y se enfría, para convertirse en una estrella de la rama asintótica gigante.

La mayor parte de la energía proviene de la capa que está quemando hidrógeno, ya que la capa que está quemando helio es pequeña en ese momento. Sin embargo, la capa de hidrógeno está lanzando “ceniza” de helio hacia la capa de helio. Después de un tiempo, se acumula suficiente helio como para que la capa de helio sufre un acontecimiento explosivo denominado “pulso térmico”. Este puso apenas se nota en la superficie de la estrella, pero sirve para aumentar la masa del núcleo de carbono/oxígeno de modo que el tamaño y la luminosidad de la estrella aumentan gradualmente con el tiempo.

A medida que la estrella asciende por la rama asintótica gigante, se desarrolla un “viento estelar” en la envoltura de la misma que arroja las capas exteriores hacia el espacio. En este viento, se forman partículas de polvo (que son importantes para las nubes moleculares y los sistemas proto-solares) a partir del material carbonáceo extraído del núcleo por corrientes convectivas.

Durante esta época, una espesa capa de polvo bloquea la luz visible de la estrella de tal forma que incluso a pesar de ser 10 000 veces más luminosa que el Sol, únicamente se la puede ver en el infrarrojo.

La extensión del lapso vital de las estrellas depende de su masa inicial.

El viento estelar causa pérdida de masa para las estrellas de la rama asintótica gigante. Esta pérdida es de unas 10^-4 masas solares por año, lo que significa que en unos 10 000 años una estrella típica se disolverá, dejando detrás un núcleo central caliente (la estrella central de una nebulosa planetaria).

Si la estrella tiene más de 8 masas solares el núcleo continúa calentándose. El carbono y el oxígeno se fusionan para formar neón, y luego magnesio, y después silicio, todos ellos en capas sucesivas que rodean a un núcleo de hierro (“ceniza” final del proceso de fusión).

El hierro es un elemento extremadamente estable y resistente a la fusión. La temperatura de un núcleo de hierro puede alcanzar los 3000 millones de grados. Cuando este núcleo de hierro alcanza una masa crítica colapsa súbitamente, para convertirse en una estrella de neutrones o incluso, posiblemente, en un agujero negro, mientras que las capas exteriores son expelidas violentamente en una explosión supernova. Cuando una estrella de la rama asintótica gigante se hace más grande y más luminosa, la velocidad a la que pierde masa también aumenta. En el caso de una estrella con menos de 8 masas solares se desarrolla un fuerte viento estelar y las capas exteriores de la estrella son expulsadas dejando al descubierto el caliente núcleo degenerado.

El ciclo vital de nuestra estrella, el Sol, desde su nacimiento hasta el inicio de su fase final como enana blanca. En total, ese lapso será de unos 11 000 millones de años, de los cuales han transcurrido hasta ahora aproximadamente 4500 millones de años. Sin embargo, la vida tal como la conocemos podrá sostenerse quizás unos 1000 millones de años más, hasta que comience la fase de calentamiento.

© Wikipedia

A medida que se expulsa el gas y el núcleo va quedando visible, el color de la estrella se va haciendo más azul y se mueve hacia la izquierda del diagrama HR con una luminosidad constante. Solamente se necesitan 1000 años para que la temperatura de la estrella llegue a los 30 000K (treinta mil grados Kelvin). A esta temperatura la estrella comienza a emitir grandes cantidades de radiación ultravioleta.

Esa radiación ultravioleta es capaz de ionizar la capa de hidrógeno que había escapado de la estrella durante la fase de la rama asintótica gigante. Esta capa de hidrógeno ionizado resplandece en un rojo profundo formando una nebulosa planetaria. En el centro de la nebulosa planetaria se encuentra el núcleo remanente, que se va enfriando gradualmente para convertirse en una enana blanca.

Versión simplificada de la evolución estelar, con el lapso vital de una estrella como el Sol (arriba) y de estrellas más masivas (abajo).

© Tiempo Sidéreo

Como la enana blanca ya no cuenta con ninguna fuente ulterior de energía, simplemente continúa enfriándose a lo largo de miles de millones de años desvaneciéndose visualmente, hasta convertirse en un bulto sólido e inerte, una enana negra. El material perdido por las estrellas, ya sea en forma de viento estelar, de nebulosas planetarias o de supernovas, regresa al medio interestelar para comenzar otra vez el proceso de formación y evolución estelar.

Más aún, ya que como es solamente en el interior de las estrellas donde se forman los elementos pesados tales como el carbono y el oxígeno, esta diseminación y reciclado de materia estelar es fundamental para el desarrollo de la vida tal como la conocemos.

Los “Pilares de la Creación”, en la Nebulosa del Águila. La más famosa fotografía de una guardería estelar.

© Hubble/Wikipedia

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Fuente utilizada:

- The Worlds of David Darling: Evolution of stars