Evolución estelar para niños

En astronomía, la evolución estelar se refiere a la serie de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su vida. Desde su nacimiento en una nube de gas hasta su destino final, las estrellas pasan por diferentes etapas, impulsadas principalmente por las reacciones nucleares en su interior.

Durante mucho tiempo, se pensó que las estrellas eran como fuegos eternos. En el siglo XIX, científicos como Lord Kelvin y Helmholtz sugirieron que las estrellas obtenían su energía de la gravedad, contrayéndose poco a poco. Sin embargo, este mecanismo solo podría mantener el brillo del Sol por unas pocas decenas de millones de años, lo cual no coincidía con la edad de la Tierra, que los geólogos ya estimaban en miles de millones de años. Esta diferencia llevó a buscar otra fuente de energía. En la década de 1920, Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como la respuesta.

Hoy sabemos que la vida de las estrellas está controlada por procesos nucleares. Las fases por las que pasan, desde su formación hasta su "muerte", dependen de cómo se producen estas reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona a los cambios de temperatura y composición en su interior.

La evolución de una estrella es como una batalla entre dos fuerzas:

• La fuerza gravitatoria, que siempre intenta comprimir la estrella y hacerla colapsar.
• La fuerza nuclear, que se opone a esa compresión gracias a la presión del calor generado por las reacciones nucleares.

Aunque al final la gravedad siempre gana (porque la estrella se queda sin combustible nuclear), el camino que sigue una estrella depende principalmente de su masa inicial. Otros factores importantes son su metalicidad (la cantidad de elementos más pesados que el helio) y su velocidad de rotación, así como si tiene estrellas compañeras cerca.

¿Cómo nacen las estrellas? La presecuencia principal (PSP)

NGC 604, una gran región donde nacen estrellas en la Galaxia del Triángulo.

Las estrellas se forman a partir de la contracción de enormes nubes moleculares de gas y polvo en el espacio. Estas nubes son muy densas y tienen mucha masa. La metalicidad de las estrellas que se formen será la misma que la de la nube.

Normalmente, una misma nube puede dar origen a varias estrellas, formando grupos llamados cúmulos abiertos. A medida que el gas cae hacia el centro de la nube, el núcleo de la protoestrella se comprime más rápido que el resto. Esto libera mucha energía gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia al espacio, y la otra mitad calienta la protoestrella.

El núcleo se calienta cada vez más hasta que el hidrógeno empieza a "encenderse" (a fusionarse). En ese momento, la presión de las reacciones nucleares aumenta rápidamente y se equilibra con la gravedad.

La masa de la nube también determina la masa de la estrella. No todo el gas de la nube se convierte en estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando la "nueva estrella" empieza a brillar. Cuanto más masiva sea la estrella, más fuerte será su viento estelar, que puede detener el colapso del gas restante. Por eso, hay un límite máximo para la masa de las estrellas, alrededor de 120 a 200 masas solares.

La lucha constante entre la gravedad, que intenta contraer la joven estrella, y la presión del calor generado por las reacciones nucleares en su interior, es el factor principal que define la evolución de la estrella a partir de ese momento.

La secuencia principal (SP): La etapa más larga de la vida estelar

Esquema de estrellas en su secuencia principal: Las zonas con convección se muestran con bucles, y las zonas de radiación con flechas. Se ven una enana roja, una estrella naranja de tamaño medio y una gigante azul.

La secuencia principal es la fase en la que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. En esta etapa, la estrella tiene un núcleo donde el hidrógeno se convierte en helio, y una envoltura que lleva la energía generada hacia la superficie.

La mayoría de las estrellas pasan cerca del 90% de su vida en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Durante esta fase, las estrellas consumen su combustible nuclear de forma gradual. Pueden permanecer estables por millones de años (las estrellas más grandes y calientes) o miles de millones de años (estrellas como el Sol), e incluso decenas o cientos de miles de millones de años (estrellas pequeñas como las enanas rojas).

Poco a poco, la cantidad de hidrógeno en el núcleo disminuye. Esto hace que el núcleo se contraiga para aumentar su temperatura y evitar el colapso gravitacional. Las temperaturas más altas en el núcleo permiten que nuevas capas de hidrógeno sin procesar se fusionen. Por eso, las estrellas aumentan su luminosidad de forma lenta y constante durante la secuencia principal.

En una estrella de secuencia principal, el hidrógeno se "quema" de dos maneras principales:

• Las cadenas protón-protón (PP): Son reacciones que comienzan con la fusión de dos protones (núcleos de hidrógeno).
• El ciclo CNO: Usa carbono, nitrógeno y oxígeno como catalizadores para fusionar el hidrógeno. Este ciclo es más sensible a la temperatura y domina en estrellas más masivas (aproximadamente 1.5 masas solares o más), donde las temperaturas son muy altas (más de 20 millones de K).

Los núcleos de las estrellas donde predominan las cadenas PP son pequeños y transfieren energía por radiación. En cambio, los núcleos donde domina el ciclo CNO son más grandes y transfieren energía por convección. Las estrellas con ciclo CNO consumen su hidrógeno mucho más rápido.

La vejez de las estrellas: Después de la secuencia principal

Cuando el hidrógeno se agota en el centro de una estrella, esta comienza su etapa de vejez. A partir de este momento, su evolución será muy diferente según su masa.

Estrellas de masa baja e intermedia (M < 9 M_Sol)

¿Qué es una subgigante (SubG)?

Cuando una estrella de menos de 9 masas solares se queda sin hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una capa alrededor de este. Como resultado, la estrella crece y su superficie se enfría. En el diagrama Hertzsprung-Russell, se mueve hacia la derecha sin cambiar mucho su brillo. Esta fase se llama subgigante y es un paso intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja.

¿Qué es una gigante roja (GR)?

A medida que una subgigante evoluciona, su atmósfera alcanza una temperatura crítica. Esto hace que su brillo aumente muchísimo y la estrella se hinche hasta un tamaño enorme, de unos 100 millones de kilómetros. En este punto, la estrella se ha convertido en una gigante roja. Se calcula que en unos 3 o 4 mil millones de años, el Sol se convertirá en una gigante roja y podría engullir a Mercurio, Venus y quizás a la Tierra.

Una gigante roja obtiene su energía quemando hidrógeno en helio en una capa alrededor de su núcleo, que ahora es de helio inerte. La fase de gigante roja termina cuando el helio del núcleo también empieza a fusionarse mediante el proceso triple-alfa. En estrellas con menos de 0.5 masas solares, la temperatura central nunca es lo suficientemente alta para activar el proceso triple-alfa, por lo que esta es la última fase en la que la estrella se mantiene con reacciones nucleares.

Durante esta fase, ocurre el "primer dragado", donde el material procesado en el interior de la estrella es llevado a la superficie por la convección, haciéndose visible.

¿Qué es el apelotonamiento rojo (AR) o la rama horizontal (RH)?

Cuando el helio se "enciende" en estrellas de más de 0.5 masas solares, el brillo de la estrella disminuye un poco y su tamaño se reduce.

• Para estrellas con una metalicidad similar a la del Sol, la temperatura de la superficie no cambia mucho. Esta fase se llama apelotonamiento rojo, porque las estrellas de masas parecidas se agrupan en un punto del diagrama Hertzsprung-Russell.
• Para estrellas con menos metalicidad, la temperatura de la superficie aumenta. Esta fase se llama rama horizontal, porque las estrellas de masas similares se distribuyen a lo largo de una línea de temperatura variable y brillo constante en el diagrama.

El proceso de fusión del helio se llama proceso triple-alfa. Consiste en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12. A estas alturas, el núcleo ha alcanzado una densidad y temperatura muy altas, unos 100 millones de K. Aunque el berilio-8 es inestable, una parte se une a otra partícula alfa antes de desintegrarse, formando carbono. Luego, el carbono puede convertirse en oxígeno y, en menor medida, en neón y magnesio.

Es interesante notar que elementos como el berilio, el boro y el litio no se forman en las estrellas. Estos se crean en el medio interestelar por la desintegración de carbono, nitrógeno y oxígeno debido a los rayos cósmicos.

¿Qué es la rama asintótica de las gigantes (RAG)?

Cuando el helio del núcleo de la estrella se agota, la estrella empieza a quemar helio en una capa alrededor del núcleo. La estrella vuelve a subir en el diagrama Hertzsprung-Russell, su temperatura superficial baja y se hincha de nuevo. Como esta trayectoria se parece a la de la fase de gigante roja, se llama rama asintótica de las gigantes. La estrella puede hincharse hasta el doble del tamaño que alcanzó como gigante roja.

En esta fase, la estrella alcanza su mayor brillo. Al final de esta etapa, se quedará sin combustible nuclear. Aquí ocurren el segundo y tercer "dragados", donde material procesado en el interior sube a la superficie. Al final de esta fase, la estrella puede reactivar la quema de hidrógeno en una capa exterior. La posibilidad de quemar dos elementos (hidrógeno y helio) en diferentes regiones de la estrella causa inestabilidad, lo que provoca pulsos térmicos. Estos pulsos aumentan mucho la pérdida de masa de la estrella.

Así, la estrella expulsa sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria, que es ionizada por el núcleo de la estrella. Este núcleo se convertirá finalmente en una enana blanca.

Estrellas de masa elevada (9 M_Sol < M < 30 M_Sol)

Capas de fusión en una estrella en sus últimos momentos antes del colapso final.

Las estrellas con más de 9 masas solares evolucionan de forma muy diferente por tres razones:

• Las temperaturas en su interior son tan altas que pueden quemar los elementos resultantes del proceso triple-alfa en fases sucesivas, hasta llegar al hierro.
• Su brillo es tan grande que la evolución después de la secuencia principal dura solo de uno a pocos millones de años.
• Experimentan una pérdida de masa mucho mayor que las estrellas más pequeñas.

Así, las estrellas de más de 9 masas solares pasarán por fases sucesivas de quema de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Al final, la estrella tendrá una estructura interna como una cebolla, con diferentes capas, cada una con una composición distinta.

¿Qué son las supergigantes azules (SGAz) y amarillas (SGAm)?

Cuando terminan de quemar hidrógeno en la secuencia principal, las estrellas de masa elevada se mueven rápidamente en el diagrama Hertzsprung-Russell de izquierda a derecha. Esto significa que mantienen un brillo constante, pero su temperatura superficial baja rápidamente. Así, la estrella pasa velozmente (en decenas de miles de años o menos) por las fases de supergigante azul (temperatura de unos 20.000 K) y supergigante amarilla (temperatura de unos 6.000 K). En la mayoría de los casos, la quema de helio ocurre en la siguiente fase (la de supergigante roja).

Sin embargo, para algunas masas y metalicidades, los modelos sugieren que la quema de helio puede ocurrir cuando la superficie de la estrella aún está relativamente caliente. En esos casos, las fases de supergigante azul y/o amarilla pueden durar más tiempo (cientos de miles a un millón de años).

¿Qué es una supergigante roja (SGR)?

Las estrellas con masas entre 9 y aproximadamente 30 masas solares y metalicidad solar terminan sus vidas como supergigantes rojas. Estos objetos son las estrellas más grandes (en tamaño) del universo, con radios de varias unidades astronómicas. Las supergigantes rojas pierden mucha masa, por lo que a su alrededor hay grandes cantidades de material expulsado.

Como ya se mencionó, una estrella de este rango de masas puede quemar diferentes elementos hasta llegar al hierro. A partir de ahí, ya no es posible obtener energía de las reacciones nucleares, lo que desencadena una supernova por colapso gravitatorio. El remanente estelar será, en la mayoría de los casos, una estrella de neutrones.

Estrellas de masa muy elevada (M > 30 M_Sol)

Al igual que las estrellas de entre 9 y 30 masas solares, las estrellas de este grupo (las más masivas) pueden seguir quemando diferentes elementos hasta llegar al hierro y producir una supernova. Sin embargo, hay dos diferencias clave:

• La pérdida de masa es tan grande que la estrella no puede llegar al extremo derecho del diagrama Hertzsprung-Russell para formar una supergigante roja.
• El remanente final será, en la mayoría de los casos, un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones.

Las estrellas de masa muy elevada son las más difíciles de estudiar con modelos numéricos y las más sensibles a otros factores como la metalicidad o la velocidad de rotación. Por eso, el límite de 30 masas solares que las separa del grupo anterior es incierto y depende mucho de esos factores secundarios.

¿Qué es una variable luminosa azul (VLA)?

Mientras agotan su hidrógeno, las estrellas de masa muy elevada se mueven a la derecha para convertirse en supergigantes azules, al igual que las estrellas de masas entre 9 y 30 masas solares. Al hacerlo, la opacidad de sus atmósferas aumenta y se acercan peligrosamente al límite de Eddington. Esto las lleva a una fase muy inestable llamada variable luminosa azul (VLA), durante la cual se desprenden de sus capas exteriores. La VLA más famosa es Eta Carinae, que expulsó unas 10 masas solares de material en una eyección a mediados del siglo XIX.

¿Qué es una estrella Wolf-Rayet (WR)?

Debido a la gran pérdida de masa de las estrellas más masivas, especialmente durante la fase VLA, estos objetos terminan por desprenderse de sus capas más externas. Sus atmósferas tienen muy poco o nada de hidrógeno. Estas estrellas se llaman Wolf-Rayet y se caracterizan por tener intensas líneas de emisión de elementos como el helio, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Otra característica es la gran diferencia entre su masa actual y su masa inicial, y que son menos brillantes que sus estrellas progenitoras. Por ejemplo, una estrella Wolf-Rayet de 8 masas solares pudo haber comenzado su vida en la secuencia principal con 100 masas solares. Las estrellas más masivas tienen vientos estelares tan fuertes que se desprenden de sus capas exteriores de hidrógeno incluso antes de llegar a la fase VLA.

Al final de la fase Wolf-Rayet, la estrella agota su combustible nuclear y "muere" produciendo un brote de rayos gamma.

El destino final de las estrellas: Muertes más o menos intensas

Nebulosa planetaria + enana blanca (M < 5 M_Sol)

La nebulosa Ojo de gato es una nebulosa planetaria que se formó después de la muerte de una estrella similar al Sol. El punto brillante en el centro es el remanente estelar.

Las estrellas con menos de 5 masas solares expulsan sus capas exteriores durante la fase de gigante roja y, sobre todo, la fase de rama asintótica gigante (las de más de 0.5 masas solares). El remanente estelar que queda es el núcleo desnudo de la estrella, compuesto principalmente de carbono y oxígeno (aunque en estrellas más pequeñas puede ser helio, y en las más grandes, neón). Este remanente es una enana blanca, y su superficie está inicialmente a temperaturas muy altas, alrededor de 100.000 K.

La radiación emitida por la enana blanca ioniza las capas que acaba de expulsar, creando una nebulosa de emisión llamada nebulosa planetaria. Así, las estrellas solitarias de masa baja e intermedia terminan sus vidas de una forma relativamente tranquila.

La nebulosa planetaria se puede observar durante unos diez mil años, mientras la enana blanca central está lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno a su alrededor. Las enanas blancas se enfrían rápidamente, aunque cada vez más lento. Una enana blanca no tiene fuentes de energía adicionales, por lo que su brillo proviene de su propia energía térmica. Su temperatura bajará hasta unos 2000 K.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada (M > 9-10 M_Sol)

Las estrellas de más de 9-10 masas solares (el límite exacto no se conoce con precisión y puede depender de la metalicidad) evolucionan a través de todas las fases de fusión hasta llegar al "pico del hierro". En este punto, agotan toda la energía nuclear disponible. Las últimas fases de quema ocurren cada vez más rápido, hasta que la fusión del silicio en hierro sucede en cuestión de días.

El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede soportar su propio peso ni el de la masa que tiene encima, por lo que colapsa. Durante la contracción gravitatoria final, se producen reacciones que crean muchos átomos más pesados que el hierro. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte, el remanente será una estrella de neutrones o un agujero negro.

Cuando el remanente inicial es una estrella de neutrones, una onda de choque se propaga por las capas exteriores, que son expulsadas hacia afuera. Estas capas también reciben un exceso de energía de las reacciones nucleares producidas en los últimos momentos de la estrella, gran parte en forma de neutrinos. La combinación de estos dos efectos da lugar a una supernova por colapso gravitatorio.

Según la masa y la metalicidad, hay cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:

• Para la mayoría de las estrellas, el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
• Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares (el límite exacto depende de la metalicidad), parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ella, provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
• En estrellas de más de 40 masas solares y baja metalicidad, el remanente inicial es un agujero negro. En principio, las capas exteriores no podrían rebotar contra él para producir una supernova. Sin embargo, los modelos actuales no descartan que pueda ocurrir una supernova débil, especialmente si la estrella gira muy rápido. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.
• Para el caso poco común de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 y 260 masas solares, existe una última posibilidad: una explosión de supernova causada por la creación de pares electrón-positrón. En este caso, la estrella se desintegra por completo sin dejar ningún remanente.

Factores que influyen en la evolución estelar

La evolución de una estrella no solo depende de su masa inicial. Otros factores como la metalicidad, la rotación y la presencia de estrellas compañeras también juegan un papel importante.

La metalicidad

Las primeras estrellas del Universo estaban compuestas casi exclusivamente de hidrógeno y helio. La nucleosíntesis estelar (creación de elementos en las estrellas) y su posterior expulsión al medio interestelar han enriquecido las generaciones siguientes de estrellas con metales (elementos más pesados que el helio). Por ejemplo, cuando el Sol se formó, aproximadamente el 2% de su masa eran metales.

La metalicidad tiene los siguientes efectos en las estrellas:

• En la secuencia principal, una estrella con pocos metales es más pequeña y su atmósfera es un poco más caliente que la de una estrella de la misma masa con más metales. Esto se debe a que los metales aumentan la opacidad de una estrella, haciendo que absorba más radiación en su atmósfera y, por lo tanto, aumente su tamaño.
• Para la mayoría de las estrellas de masa intermedia, la metalicidad es clave para determinar si la quema de helio en el núcleo ocurre en la fase de apelotonamiento rojo o en la de rama horizontal.
• Para las estrellas masivas, la metalicidad determina la cantidad de masa que pierden por sus vientos estelares: a mayor metalicidad, más masa perdida. Esto hace que las fases por las que pasa una estrella dependan mucho de su contenido de metales. Por ejemplo, una estrella de 40 masas solares con metalicidad solar termina como una Wolf-Rayet, mientras que una estrella de la misma masa pero con menos metalicidad (y menor pérdida de masa) termina como una supergigante roja.
• Como resultado, la masa del remanente de una estrella también dependerá de su metalicidad. Se cree que ninguna de las estrellas con una metalicidad claramente superior a la solar puede retener suficiente masa para convertirse en un agujero negro.

La rotación

Cuando una estrella gira muy rápido, su estructura interna puede ser muy diferente a la de una estrella que rota lentamente. La aceleración centrífuga hace que la estrella se expanda en su ecuador y pierda su forma esférica. Esta expansión ecuatorial viene acompañada de una diferencia de temperatura según la latitud. Por ejemplo, Vega, una de las estrellas más brillantes y que rota muy rápido (275 km/s en su ecuador), tiene una temperatura polar de 10.150 K y una temperatura ecuatorial de 7.900 K.

La rotación también cambia la tasa de pérdida de masa, con dos efectos que la aumentan: en los polos, la mayor temperatura incrementa la presión de la radiación, mientras que en el ecuador, la aceleración centrífuga disminuye la gravedad efectiva. Una rotación elevada también aumenta el brillo general de la estrella y produce una mayor mezcla en su interior, lo que alarga su vida al aumentar el combustible nuclear disponible. Todos estos efectos interactúan con la metalicidad de la estrella, pudiendo alterar las fases por las que pasa una estrella masiva al dejar la secuencia principal. Por ejemplo, si una estrella de 30 masas solares iniciales se convierte en una Wolf-Rayet o en una supergigante roja depende de su velocidad de rotación inicial.

La presencia de estrellas compañeras

Cuando una estrella deja la secuencia principal, se hincha. Si tiene una estrella compañera cerca, la expansión puede ser tanta que la estrella primaria llene su lóbulo de Roche. Esto significa que la atmósfera de la estrella primaria empieza a pasar a la secundaria. A partir de ese momento, la evolución de ambas estrellas puede cambiar mucho, tanto en sus masas y temperaturas superficiales como en las fases por las que pasan y su destino final.

Existen varios destinos finales posibles para un sistema binario donde las dos estrellas están muy cerca. Entre los más importantes están las supernovas de tipo Ia, los sistemas binarios de rayos X y los brotes de rayos gamma de corta duración.

¿Cuánto duran las etapas de una estrella? Escalas de tiempo

Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida. Pero los cambios de una fase a otra son etapas de transición que ocurren en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso, casi todas estas escalas de tiempo son mucho más largas que la vida humana. Podemos distinguir tres escalas de tiempo fundamentales:

Escala de tiempo dinámica

Esta escala de tiempo se aplica cuando hay un gran desequilibrio entre la presión y la gravedad. Esto ocurre en los momentos finales de la vida de una estrella, cuando las reacciones nucleares que la sostienen se quedan sin combustible y no pueden detener el colapso. Esta escala de tiempo es muy corta, del orden de:

segundos.

Para el Sol, el tiempo dinámico es de unos 1600 segundos, es decir, aproximadamente media hora. Esto muestra que si una de las dos fuerzas fallara, los eventos ocurrirían muy rápidamente hasta que se restableciera el equilibrio.

Escala de tiempo térmica

Esta escala de tiempo mide cuánto tiempo puede una estrella mantener un cierto brillo a partir de sus reservas de energía potencial gravitatoria. También se conoce como Tiempo de Kelvin. Esta escala, por ejemplo, rige la vida de las protoestrellas. Su valor es del orden de:

años.

Para el Sol, esto da unos 20 millones de años. Durante un tiempo, esta fue la única hipótesis para explicar la energía del Sol, y fue un gran misterio la diferencia entre esta corta escala de tiempo y los registros geológicos que databan de miles de millones de años. Esta situación se mantuvo hasta que se descubrió la energía nuclear.

Escala de tiempo nuclear

La escala de tiempo nuclear mide cuánto tiempo puede una estrella subsistir a partir de sus reservas de hidrógeno, helio o el combustible que esté quemando en ese momento. Su valor aproximado para el caso del hidrógeno es de:

años.

Para el Sol, esto da unos 9 mil millones de años, que es un valor aproximado para el tiempo que el Sol pasará en la secuencia principal.

Así, queda claro que: .

Galería de imágenes

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  Esquema de la evolución estelar.

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  Trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas representadas en un diagrama de Hertzsprung-Russell.

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Véase también

• Clasificación estelar
• Estrellas
• Estructura estelar
• Procesos nucleares