Evolución estelar

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 según los datos geológicos. 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 el ciclo de vida de una estrella individualmente sino que se realiza el estudio a partir de las múltiples observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de ese proceso de escala temporal muy superior a la humana. Recientemente también es posible estudiar la evolución estelar a partir de modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar.

Formación estelar

NGC 604, una gigante región de formación estelar en la Galaxia del Triángulo

• 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, nuevas capas de hidrógeno sin procesar. 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. A lo largo de toda esta etapa solamente habrá procesado el 10% de su masa.

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 ( 0.08M_Sol - 1.5M_Sol )

• Más información en: Cadenas PP

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 y se indica el balance energético de cada reacción. Las proporciones de las tres cadenas varían según la temperatura.

PPI: 26.20MeV. 90% Dominante desde los 10 hasta los 14 MK (Por debajo de 10MK no hay apenas fusión.)
PPII: 25.67MeV. 10% Dominante entre los 14 y los 23 MK
PPIII: 19.20MeV. 0.001% Dominante a partir de los 23 MK
El núcleo del Sol tiene una temperatura media menor que 14 megakelvins por lo que es lógico que la rama mayoritaria sea la PPI.

De todas las reacciones que se dan en el proceso la que tiene el tiempo característico más grande recibe el nombre de reacción limitante. Esto es porque el tiempo de la reacción más lenta es la que marca el tiempo de todo el proceso. En el caso de las cadenas PP la reacción limitante es la primera de todas, la combinación de los dos protones.
¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν (τ ~ 7·10⁹ años)

Ciclo CNO ( >1.5M_Sol )

Las siglas del ciclo CNO hacen referencia a los elementos que intervienen en sus reacciones, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Este conjunto de racciones usa el carbono-12 como catalizador nuclear. Es decir que interviene en la reacción inicial para luego ser devuelto como producto final, pudiendo volver a utilizarse en un nuevo ciclo. En el diagrama se muestra un segundo canal de salida con una probabilidad de ocurrencia de una vez cada 10.000 reacciones, pero el nitrógeno-14 que da como subproducto puede, igualmente, ser reprocesado. La reacción más lenta es la del nitrógeno-14 más un protón que arroja un tiempo limitante de 3·10⁸ años, un orden de magnitud inferior al de las cadenas PP. Esto hace que el C-12 del núcleo vaya pasando a N-14 hasta llegar a un equilibrio. El hecho que se utilice como catalizador al carbono hace que el ciclo CNO sea, hasta cierto punto, dependiente de la metalicidad de la estrella. A las primeras estrellas que se formaron en el universo les fue imposible fusionar el hidrógeno mediante este ciclo de reacciones por lo que, es de suponer, que tuvieran la masa que tuvieran todas ellas fusionarían su combustible mediante cadenas PP lo que haría que duraran algo más de tiempo que las supergigantes actuales.

Cadenas PP vs Ciclo CNO

En el ciclo CNO los neutrinos se llevan más energía que en las cadenas PP por lo que ε_PP > ε_CNO para cada núcleo de helio producido.

Cadenas PP: T_c < 2·10⁷K || M < 1,5M_Sol || ε_PP~ ρT⁴ || τ ~ 7·10⁹ años
Ciclo CNO: T_c > 2·10⁷K || M > 1,5M_Sol || ε_PP~ ρT¹⁷ || τ ~ 3·10⁸

El ciclo CNO es mucho más dependiente de la temperatura que las cadenas PP por lo que a temperaturas elevadas (a partir de 2·10⁷K) pasa a ser la reacción dominante y la que aporta el grueso de la energía de la estrella algo que solo se da a partir de 1,5 masas solares. Debido a esa gran dependencia con la temperatura los núcleos CNO son pequeños y convectivos mientras que los PP son mayores y radiativos. El menor tiempo limitante de las estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiempo su hidrógeno.

Como se ve en el diagrama adjunto el ciclo CNO empieza a producirse a temperaturas entorno a los 12,5 millones de grados pero no es hasta los 20 millones cuando, realmente, se hace dominante. En el Sol dominan totalmente las cadenas PP siendo así que el 98,5% de la energía generada es a través de dicho mecanismo mientras que solo el 1,5% restante se produce gracias al ciclo CNO. Pero con que nuestra estrella fuera un 20% más masiva la energía ya provendría, mayoritariamente, de las reacciones CNO.

Fase de gigante roja

Representación esquemática de la curva de secuencia principal de edad cero o ZAMS (zero age main sequence) junto con la rama asindótica de las gigantes o AGB (asymptotic giant branch). Una estrella parte de la curva verde y evoluciona a través de la curva roja disminuyendo su temperatura efectiva y aumentando su luminosidad.

• Más información en: Gigante roja

Las estrellas suelen acabar sus vidas expandiéndose como gigantes rojas para luego contraerse en una enana blanca o explotar como supernovas dejando como remanente a una estrella de neutrones, un púlsar o incluso un agujero negro en el caso de las estrellas más masivas.

A medida que se produce helio este se va acumulando en el centro dada su mayor densidad. Cuando se ha producido una cierta cantidad empieza a interferir en las reacciones de fusión del hidrógeno haciendo disminuir la presión de la estrella por la que ésta debe responder comprimiéndose y calentándose un poco más hasta llegar a imposibilitar la fusión del poco hidrógeno restante en su centro. Se dice entonces que la estrella se ha envenenado por helio. Agotado ya el hidrógeno, el núcleo de helio no puede frenar el peso de la estrella y empieza a comprimirse. Llegado un punto y si la estrella es suficientemente pequeña (<2,5Msol) el gas de electrones libres degenera y detiene en parte la compresión. La temperatura aumenta hasta el punto de ignición del helio, entorno a los 100 millones de grados. En las estrellas más masivas esta transición sucede suavemente ya que el gas apenas si se ha degenerado cuando el nucleo se enciende. En las estrellas pequeñas, en cambio, el núcleo está parcialmente degenerado e intensifica sus reacciones a la vez que augmenta de temperatura. Sigue así hasta que, de golpe, regresa al régimen de gas ideal lo que produce un alud térmico ocurriendo una especie de explosión de carácter moderado que no hace peligrar la integridad de la estrella. Es el flash de helio. La ignición de este elemento, si bien algo violenta, no llega a afectar la integridad de la estrella que proseguirá durante unos millones de años más en una nueva fase estable de gigante roja fusionando el nuevo combustible. A su vez, nuevas capas de hidrógeno virgen adyacentes al núcleo de helio inician su fusión añadiendo más energía al flujo de la estrella y aumentando así su luminosidad. Pero este hidrógeno ya no tiene que soportar el mismo peso por lo que la presión que emana de la nueva combustión en capa fuerza a la envoltura de la estrella a expandirse. Durante los primeros años como gigante roja las capas más externas se irán expandiendo y enfriando progresivamente hasta llegar a un nuevo equilibrio.

Si la estrella es suficientemente masiva puede que logre consumir el helio e incluso elementos más pesados que este. Pasará entonces repetidamente por diversos periodos de estabilidad similares acompañados de procesos de expansión de su superficie y contracción de su núcleo hasta que, por fin, se detengan las reacciones de fusión en su interior. Estos periodos de estabilidad son cada vez más breves principalmente por dós motivos. El primero es que cada vez hay menos partículas en el centro de la estrella para fusionar y en segundo lugar está el hecho de que cada nueva etapa de fusión aporta mucha menos energía que la anterior. Estos dos efectos combinados hacen que el combustible cada vez se agote mucho más deprisa.

Las capas externas de las gigantes rojas están poco ligadas gravitatoriamente por lo que los intensos vientos procedentes del núcleo aceleran las perdidas de masa. Además, la zona convectiva de las gigantes es muy profunda así que las ondas de choque contribyen a acelerar aun más el viento. Por otro lado, las gigantes rojas emiten mucho en el infrarojo que es muy absorvido por el polvo estelar el cual recibe más inpulso y se lo transmite al gas. Finalmente, también una mayor metalicidad (lo que conlleva una mayor opacidad) provocará mayores expulsiones de materia. Estas pérdidas de masa de la estrella serán de entre el 40 a el 60%.

Proceso triple ALFA ( >0,5M_Sol )

La primera etapa de una gigante roja es la fusión del helio. Este proceso se llevará a cabo por un conjunto de reacciones que reciben el nombre de triple α porque consiste en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12. A estas alturas el núcleo ha incrementado su densidad y su temperatura hasta llegar a los 100 millones de grados (10⁸ K). En la etapa de la quema del hidrógeno el berilio-8 era un elemento inestable que se descomponía en dos partículas alfa tal y como se ve en la cadena PPIII y a las temperaturas de la segunda etapa de combustión sigue siéndolo. Ocurre que, a pesar de su inestabilidad, un buen porcentaje del berilio producido por la fusión de dos nucleos de helio-4 acaba uniéndose a otra partícula alfa antes de que tenga tiempo de desintegrarse. Así, en el núcleo de la estrella siempre hay una cierta cantidad de berilio en un equilibrio que resulta del balance entre el fabricado y el que se desintegra. La siguiente reacción de conversión del carbono en oxígeno también se da bastante. El problema es que se desconoce la sección eficaz de dicha reacción por lo que no se sabe en qué proporciones se forman ambos elementos. En una burda aproximación se supone que se forma la misma cantidad de los dos elementos. Por lo que respecta a la transformación del oxígeno-16 en neón-20 ésta tiene una contribución pequeña pero no despreciable. Por último, apenas unas pocas trazas de magnesio se producirán en esta segunda etapa.

Fracciones de masa: $X_{C}\sim 0,49\qquad X_{O}\sim 0,49\qquad X_{Ne}=0,02$

Del helio se pasa al carbono y al oxígeno así que los elementos intermedios (Be, B y Li) no se forman en las estrellas. Estos se fabrican en el medio interestelar por las desintegraciones del carbono, nitrógeno y oxígeno producidas por los rayos cósmicos (protones y electrones). Otro aspecto interesante en la fusión del helio es el cuello de botella que se produce al no poderse fabricar elementos con masas atómicas de valores 5 y 8 ya que los isótopos con dicho número másico son siempre altamente inestables. Así, las interacciones entre el helio-4 y otros protones u otros núcleos de helio-4 no influyen en la composición de la estrella pero sí que, a la larga, irán entorpeciendo cada vez más hasta reducir enormemente el rendimiento de las reacciones de fusión del hidrógeno.

Fase de supergigante roja

El pico del hierro marca el final de la vida de las estrellas. Como se ve en el diagrama el rendimiento a cada nueva etapa de fusión disminuye rápidamente. Llegados al hierro ese rendimiento es negativo y las reacciones de fusión se detienen.

En esta fase como en la anterior el carbono se ha concentrado en el centro de la estrella y el helio ya casi se ha agotado. Si la masa de la estrella es lo suficientemente grande el núcleo será capaz de comprimirse y calentarse lo suficiente como para emprender la fase siguiente de fusión del carbono. Habrá pues dos nuevas capas de fusión, una de helio y otra de hidrógeno encima de esta. Tal y como ocurría en la transformación a gigante roja, ahora la presión ejercida por esas nuevas capas hará que la cubierta externa de la estrella se expanda otra vez. Las masas mínimas para estos procesos no están bien determinadas ya que se desconocen bastante los ritmos de reacción, las secciones eficaces y los ritmos de expulsión de masa por viento solar de las estrellas más masivas. El inicio de las reacciones del carbono se sitúan indicativamente en un mínimo de 8 masas solares pero podría producirse a menores masas. Se puede asegurar que con esa masa se llega a quemar el carbono pero el mínimo real quizá estuviese entre 4 y 8. Por lo que respecta a los demás ciclos aquí los datos son todavía más inciertos aunque se puede afirmar que una estrela de más de 12 veces la masa del Sol debería pasar por todas las fases de combustión posible hasta llegar al hierro. A medida que se suman fases de combustión se añaden más capas de fusión formando una especie de núcleo con estructura de cebolla. Deberían producirse cambios a cada fase pero la del carbono es la última que dura un tiempo significativo por lo que las demás etapas de combustión no cambian excesivamente la constitución de la estrella porque ocurren tan rápido que no da tiempo a la estrella a adaptarse a cada nueva situación. Así, la etapa de supergigante roja es realmente la última transformación posible de una estrella antes de su destino final como objeto compacto.

Combustión del carbono ( > 8M_Sol )

Terminada la fusión del helio el núcleo vuelve a comprimirse y a elevar sus temperaturas. De los tres elementos que mayoritariamente componen el nucleo en este estadio, carbono y oxígeno en un 90% más un poco de neón, es el carbono el que tiene la temperatura de fusión más baja, unos 600 millones de grados (6·10⁸ K). Llegados a esta temperatura y a una densidad de unos 2×10⁸ kg/m³, los átomos de carbono empiezan a reaccionar entre sí dando lugar diversos elementos más pesados a través de una serie de canales de salida distintos. La duración de esta etapa será del orden de unos cientos de años pudiendo llegar a los 1.000 años. Las reacciones más probables son las que salen recuadradas en el diagrama. La del sodio-23 tiene un 56% de ocurrencia y la del neón-20 un 44%. Los protones y las partículas alfa emitidas en sendas reacciones serán rápidamente recapturados por el carbono, el oxígeno, el neón y el propio sodio. Estas reabsorciones apenas si tienen efectos energéticos significativos pero en cuanto a la nucleosíntesis sí lo son ya que el harán que el sodio no esté presente entre los elementos residuales de la combustión del carbono. Por lo que respecta al oxígeno, si bien se forma bastante poco se suma al que ya se había formado durante el proceso triple alfa. Todo esto hará que quede un nucleo de oxígeno-16, neón-20, magnesio-24 y algunas trazas de silicio-28. La composición de las cenizas de esta etapa es fundamentalmente la siguiente:

Fracciones de masa: $X_{O}\sim 0,59\qquad X_{Ne}\sim 0,28\qquad X_{Mg}\sim 0,05$

Fotodesintegración del neón

Terminado el carbono del núcleo central este vuelve a contraerse hasta llegar a la temperatura de 1,2·10⁹ K momento en el cual vuelve a detenerse el colapso durante unos pocos años, una década a lo sumo. A esas temperaturas los fotones radiados por el centro del núcleo son tan energéticos que logran fotodesintegrar el neón-20. Este proceso aunque es endotérmico (consume energía) consigue que de sus subproductos se derive otra reacción que sí es exotérmica. El balance global de ambos procesos es positivo y el resultado es que la estrella logra sostenerse mientras quede neón por fotodesintegrar en el núcleo.

$\gamma +{}^{20}Ne\rightarrow {}^{16}O+\alpha \qquad Q=-4,73MeV$
$\alpha +{}^{20}Ne\rightarrow {}^{24}Mg+\gamma \qquad Q=9,31MeV$

Como se ve en las reacciones adjuntas, las cenizas de esta fase serán las mismas que en la anterior menos el neón que se habrá consumido. Se incrementará la cantidad de oxígeno y magnesio a la vez que siguen creándose nuevas capas de fusión. Ahora, a parte del núcleo de combustión de neón hay una capa de carbono, otra de helio y una de hidrógeno. Los vientos solares son ya muy intensos y desprenden grandes cantidades del hidrógeno más externo poco ligado ya a la estrella.

Combustión del oxígeno

Finalizada la etapa del neón el núcleo de la estrella se vuelve a calentar y contraer hasta 1,5 a 2·10⁹ K y 10⁷ g/cm³ temperatura y densidad a partir de las cuales se alcanza la ignición del oxígeno. La reacción de fusión nuclear del oxígeno produce diversos canales de salida, unos más probables que otros, del mismo modo que ocurría en la fusión del carbono. La etapa dura unos pocos meses, quizá un año, y sus cenizas son sobretodo silicio-28 acompañado de silicio-30, azufre-34, calcio-42 y titanio-46. Muchos de estos elementos son subproductos de las reacciones con protones, neutrones o alfas recapturados. Las tres reacciones más probables son las que están recuadradas. Resultará azufre-31 un 18% de las veces fósforo-31 un 61% y silicio-28 un 21%.

Fotodesintegración y combustión del silicio

Capas de combustión en una estrella agonizante en sus últimos momentos antes del colapso final

Cuando el núcleo alcanza los 2,7·10⁹ K y 3·10⁷ g/cm³ se procede a la incineración del silicio en un conjunto de complejas reacciones que sostendrán por poco más de un día a la estrella. Una parte del silicio-28 recibe el impacto de fotones ultraenergéticos que lo rompen en otros isótopos como silicio-27 o magnesio-24. En el proceso se reemiten gran cantidad de protones, neutrones y alfas que en seguida son recapturados cada vez por átomos más pesados en una aproximación asindótica hacia el pìco del hierro. Así mismo, el silicio también alcanza temperaturas de fusión que lo llevan a formar níquel-56 que posteriormente se degrada hasta el hierro-56, elemento final a partir del cual la fusión nuclear deja de ser una reacción rentable y exotérmica, alcanzándose finalmente el equilibrio estadístico nuclear (Fe56+Ni56). Llegados a este punto la ya muy convulsa estrella no podrá sostenerse más por sí misma.

${}^{28}Si+{}^{28}Si\rightarrow {}^{56}Ni+\gamma$

${}^{56}Ni\rightarrow {}^{56}Co+e^{-}+{\bar {\nu }}_{e}$

${}^{56}Co\rightarrow {}^{56}Fe+e^{-}+{\bar {\nu }}_{e}$

Destino final de las estrellas

• Más información en: Remanente estelar | Nebulosa planetaria | Supernova | Estrella de neutrones | Agujero negro

Tras una expulsión más o menos suave o violenta de sus capas más externas estas pasan a constituir una nebulosa iluminada por el objeto compacto central denominada nebulosa planetaria. Los restos de material expulsado tras la muerte de la 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 las 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.

Enanas blancas de helio ( < 0,5M_Sol )

• Más información en: Enanas blancas de helio | Enana blanca

Las estrellas de baja masa (<0,5M_Sol) no pasan por ninguna fase ulterior a la de combustión del hidrógeno. Agotado este, los electrones de su núcleo degeneran mucho antes de alcanzar las temperaturas de ignición del helio por lo que, al final de sus días, estas estrellas se acaban conviertiendo en enanas blancas de helio. El hecho es que estas estrellas son las más longevas del universo, viven del orden de 50.000 millones de años o más. Este tiempo es bastante más que la edad estimada del universo, unos 15.000 millones de años desde el Big Bang, por lo que ninguna estrella de este tipo puede haberse extinguido todavía, por muy pronto que naciera. Sin embargo, por imposible que parezca, se han encontrado algunos objetos que responden a lo que sería una enana blanca de helio. Estos objetos solo pueden ser explicables por la interacción con una segunda compañera cercana que le arrebata masa a la gigante roja en crecimiento y aborta el proceso dejando solo el objeto compacto desnudo.

Enanas blancas de carbono y oxígeno ( 0,5 - 1,5M_Sol )

La nebulosa Ojo de gato es una nebulosa planetaria que se formó tras la muerte de una estrella de masa similar a la del Sol. El punto luminosos en el centro señala la ubicación del remanente estelar.

• Más información: Enana blanca

Las estrellas de masa media (0,5-1,5M_Sol) al agotar su hidrógeno son capaces de calentarse lo suficiente como para iniciar la combustión del helio. En las capas adyacentes al núcleo surge una zona donde, siendo las temperaturas insuficientes para la fusión del helio sí lo son para la del hidrógeno. Se inicia, así, la combustión en capa que incrementa el brillo de la estrella y fuerza a esta a expandirse. A medida que aumenta la cantidad de carbono resultante de las reacciones triple alfa aumentan también las posibilidades de formar oxígeno pero se desconoce la proporción de carbono y oxígeno ya que sus secciones eficaces a tan bajas temperaturas tampoco están bien definidas. Llegados a los momentos finales de la estrella esta intensificará cada vez más sus vientos estelares expulsando progresivamente su cubierta de hidrógeno hasta dejar un núcleo desnudo y degenerado de carbono y oxígeno. Una estrella como el Sol expulsará en sus espasmos finales el 40% de su masa antes de finalizar sus días como una enana blanca.

Enanas blancas de estrellas de masa media alta ( 1,5 - 10M_Sol )

Las estrellas de masa media alta comprendidas entre 1,5 y 10 masas solares pueden llegar a superar con mucho la masa de Chandrasekhar. Si todas ellas evolucionaran en supernovas, como sería de suponer, se deberían observar muchas más en el cielo. Además, la composición en metales del gas interestelar debería ser más rica en hierro que en oxígeno, cosa que no ocurre. Esto se explica por la gran cantidad de masa que expulsan los fuertes vientos de estas estrellas, llegando hasta pérdidas de 9 masas solares a lo largo de su vida. Estas pérdidas de masa van a ser tanto más acentuadas cuanto mayor sea la estrella, así como mayor sea su metalicidad la cual incrementa la opacidad. Con semejante nivel de pérdidas de gas resulta imposible medir con exactitud el destino final de estas estrellas en su frontera difusa de entorno a las 10Msol. Su evolución final, dependerá, pues, de cuanta masa hayan perdido en vida.

Con todo, resulta posible medir la velocidad de esas pérdidas de masa midiendo el desplazamiento al azul del pico de emisión de las capas externas como la corona. Así mismo, se han encontrado enanas blancas en cúmulos muy jóvenes lo que parece demostrar que, por lo menos, las estrellas de 6Msol no explotan. Las grandes nebulosas planetarias como las de la figura serían pues los últimos vestigios del superviento emitido en las últimas fases de la vida de la estrella.

Enanas blancas de oxígeno y neón ( 9 - 10M_Sol )

Las estrellas masivas comprendidas entre 9 y 10 masas solares, aproximadamente, son capaces de quemar el carbono alcanzando así el la categoría de supergigantes. Sin embargo, no son capaces de quemar las siguientes fases por lo que dejan como remanente un núcleo de oxígeno y neón. En su superficie semidegenerada habrá una capa prensada de hidrógeno, helio y carbono.

Supernovas de colapso gravitatorio por ignición de oxígeno y neón ( 10 - 11M_Sol )

• Más información: Supernova

Entre las estrellas masivas que no llegan a quemar más allá del carbono hay un segundo grupo ligeramente más masivo que padece un final completamente distinto. Dada su mayor masa estas estrellas compactan un núcleo de carbono y oxígeno degenerado que alcanza mayores temperaturas y densidades (ρ = 2·10⁴g/cm³). Llegados a este punto, algunos núcleos no poseen una barrera de potencial suficiente como para evitar la captura de electrones. Esto hace que surgan unas cadenas de captación de electrones que transmutan los núcleos más pesados de la estrella el magnesio y el neón. La enana blanca altamente degenerada producto de estas estrellas está formada fundamentalmente por oxígeno-16 y neón-20, pero también cuentan con cierta cantidad de magnesio-24.

${\begin{matrix}{}^{24}Mg+e^{-}\rightarrow {}^{24}Na+\nu _{e}&{}^{20}Ne+e^{-}\rightarrow {}^{20}F+\nu _{e}\\{}^{24}Na+e^{-}\rightarrow {}^{24}Ne+\nu _{e}&{}^{20}F+e^{-}\rightarrow {}^{20}O+\nu _{e}\end{matrix}}$

La cadena que más contribuirá a la captación de electrones será lógicamente la del Neón por ser este elemento mucho más abundante. El efecto producido por estas reacciones es una disminución drástica del número de electrones por nucleón. (ver: Peso molecular por partícula). La masa de Chandrasekhar es dependiente de dicho valor y disminuye al disminuir la cantidad de electrones que sostienen la enana blanca por lo que la presión de degeneración cae en picado hasta llegar a un punto en que el objeto compacto deja de sostenerse. Entonces ocurre una contracción repentina y la inginición explosiva del oxígeno y del neón que aún quede dando como resultado una explosión de supernova.

Supernovas de colapso gravitatorio por agotamiento del núcleo ( 11 - 40/50M_Sol )

• Más información en: Supernova

Se calcula que todas las estrellas supermasivas de más de 11 masas solares evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al pico del hierro y agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Estas supergigantes apenas si aumentan su luminosidad cuando se transforman en gigantes rojas. Al final de sus días su estructura está distribuida en capas en las que queman sucesivamente los diferentes combustibles. Cuando se reune suficiente silicio en el núcleo producto de la combustión del oxígeno este se quema rápidamente en cuestión de un día y da lugar a un núcleo inerte de hierro y níquel, entre otros elementos pesados. Por encima de él hay una sucesión de capas de combustión hasta llegar a la más externa de todas que aun quema hidrógeno. El núcleo incapaz de generar más energía no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima de él por lo que se hunde sobre sí mismo. Durante la contracción final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captación de neutrones y de protones. Un excedente de energía de todas esas reacciones es transmitido a las capas exteriores que caen sin nada que las aguante. Esa energía provoca su expulsión de forma explosiva. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro.

En principio se calcula que toda estrella que supere las 20 o 30 masas solares, no se sabe con exactitud, desembocará en un agujero negro. Si la masa de la estrella es excesiva, má allá de las 40 o 50 masas solares, entonces el agujero negro se forma tan rápidamente que no da tiempo a transmitir la fuerza expansiva a las capas que caen y estas quedan atrapadas en seguida dentro del horizonte de sucesos. En estos casos la implosión es completa y la estrella, literalmente, desaparece.

Escalas de tiempo en la vida de las estrellas

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 se rigen en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso casi todas las escalas temporales superan con mucho a la humana. Las estrellas se hallan en un delicado equilibrio hidrostático entre la presión originada por las reacciones nucleares y la atracción gravitatorioria generada por toda su masa. La aceleración vertical neta del plasma que la compone habitualmente es casi nula por lo que casi siempre se dice que las estrellas están en condiciones cuasiestáticas. De hecho, vence la presión lo que conlleva ligeras pérdidas de masa en forma de viento solar, fulguraciones, eyecciones de masa coronal u otros fenómenos extrusivos. Pero para las estrellas de menos de 10 masas solares estas pérdidas son despreciables con respecto a su massa total.

Así pues podemos escribir una ecuación que iguale la presión producida por el movimiento radial del material estelar a la suma de las fuerzas de presión positiva (hacia afuera) generadas en el núcleo y las fuerzas negativas de la gravedad (hacia adentro).

$\rho dr{\frac {\partial ^{2}r}{\partial t^{2}}}={\frac {F_{g}}{S}}+{\frac {F_{p}}{S}}=g\rho dr-{\frac {\partial P}{\partial r}}dr=-{\frac {Gm}{r^{2}}}\rho dr-{\frac {\partial P}{\partial r}}dr$

Donde rho es la densidad, r la distancia al centro, S la superficie y F_g la fuerza gravitatoria, F_p la fuerza de presión.

En las condiciones de equilibrio esta ecuación valdría aproximadamente cero ya que ambas fuerzas tenderían a igualarse.

Escala de tiempo dinámica

En ocasiones se produce una gran descompensación entre presión y gravedad. Esto es así en los momentos finales de la vida de una estrella cuando las reacciones nucleares que sostienen a la estrella agotan su combustible y se vuelven incapaces de frenar el colapso. ¿A qué escala de tiempo se modificaría la estrella?

Para hacernos una idea de dicha escala de tiempo se usará la ecuación descrita en el apartado anterior. Si se anula la presión se hablará del coeficiente de caída libre si, en cambio, se elimina la componente de la gravedad se obtendrá una escala de tiempo explosiva. El hecho es que ambas escalas temporales son semejantes y se pueden denominar como escala de tiempo dinámica. Aislando y operando se obtiene:

$\tau _{d}=\left({\frac {R^{3}}{GM}}\right)^{1/2}=1.6\cdot 10^{3}\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)^{-1}\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)^{3}$ sec.

Donde 1,6·10³ es el valor de G^(-1/2) calculado en masas y radios solares.
Así mismo, para hallar el resultado anterior se han realizado también las siguientes aproximaciones: $\left|{\frac {Gm}{r^{2}}}\right|\sim {\frac {GM}{R^{2}}}$ y $\left|{\frac {\partial ^{2}r}{\partial t^{2}}}\right|\sim {\frac {R}{\tau _{d}^{2}}}$

Así, para el Sol el tiempo dinámico será de 1600 segundos, o sea, medio minuto aproximadamente. Como se ve si una de las dos fuerzas fallase los acontecimientos se sucederían muy repentinamente hasta volver a recuperar el equilibrio.

Nota: esta es la escala de tiempo a la que se transmiten las ondas sonoras u ondas de presión.

Escala de tiempo térmica

Mide cuanto tiempo puede subsistir la estrella con una determinada luminosidad a partir de sus reservas de energía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala, por ejemplo, es la que rige la vida de las protoestrellas. Estos cuerpos ganan temperatura mediante el colapso gravitatorio hasta que llegan al punto de ignición del hidrógeno momento en el cual se transforman en estrellas de verdad.

En el equilibrio hidrostático se podrá hacer uso del Teorema del Virial según el cual: $E=\Omega /2\,\!$ y $U=-\Omega /2\,\!$ Donde E es la energía total, U la energía interna y Ω la energía potencial gravitatoria.

Así pues, cuando ocurre una contracción la mitad de la energía potencial liberada se transforma en energía interna que no es otra cosa que la agitación térmica. Esto hace aumentar la temperatura del interior. La otra mitad de la energía se libera en forma de radiación que contribuye a la luminosidad del astro.

En las estrellas, a medida que se agota una fase de combustión la luminosidad debería tender a disminuir pero esas pérdidas se van compensando con una contracción del núcleo. Este llega a calentarse tanto que llegado un punto empezará a quemar las cenizas de la fase anterior entrando en una segunda fase de combustión de helio. La realidad es que las estrellas no solo no pierden sino que, de hecho, ganan brillo con el paso del tiempo y esto es porque cada vez hay más material implicado en la fusión debido justamente a ese aumento de las temperaturas nucleares. De hecho, el propio nucleo no solo se contrae sino que aumenta su frontera englobando a nuevas capas de hidrógeno sin procesar.

Se puede decir que mientras las estrellas pierden energía se calientan. La variación de la energía total de las estrellas es pues igual a la luminosidad. $L+{\frac {dE}{dt}}$

La energía potencial gravitatoria se calcula como: $\Omega =-\int _{0}^{M}{\frac {Gm_{r}}{r}}\,dm_{r}=-q{\frac {GM^{2}}{R}}$

Sabiendo también que según el teorema del Virial: $dE={\frac {d\Omega }{2}}$

A partir de estas tres relaciones se puede deducir la escala de tiempo térmica que da:

$\tau _{ter}\simeq 2\cdot 10^{7}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{2}{\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)}^{-1}{\left({\frac {L}{L_{sol}}}\right)}^{-1}$ años

Para el sol esto da unos 20 millones de años de tiempo térmico. Durante un tiempo esta fue la única hipótesis para el brillo del Sol y fue un gran misterio la discordancia entre la pequeña edad calculada para el sol frente a los registros geológicos y fósiles que databan de miles de millones de años atrás. Esto fue así hasta que se descubrió la energía nuclear.

Nota: esta es la escala de tiempo a la que se transmiten las ondas térmicas.

Escala de tiempo nuclear

Mide el tiempo que puede subsistir la estrella a partir de sus reservas de hidrógeno, helio o el combustible que esté quemando en ese momento. Para estudiarla basta con tratar básicamente la etapa del hidrógeno que es la que ocupa el 90% de la vida de las estrellas. Las estrellas son cuerpo formados en su mayor parte por hidrógeno y helio en menor medida. En el caso del Sol un 70% de este es hidrógeno. La mayoría de este hidrógeno no fusiona y solo entorno a un 10% acabará consumiéndose en el núcleo del común de las estrellas como el Sol. Si en el caso anterior el tiempo térmico era igual a la energía potencial gravitatoria dividida entre la luminosidad de la estrella aquí será lo mismo pero usando la energía nuclear obtenida a partir de las reacciones de fusión. Es decir:

$\tau _{nuc,H}={\frac {E_{nuc,H}}{L}}$

Donde: $E_{nuc,H}=0,1\cdot XMQ_{H}$ Siendo X la fracción de masa de hidrógeno (0,7 en el caso del Sol), M la masa total y Q_H la energía liberada en la fusión de un gramo de hidrógeno. El coeficiente 0,1 se ha puesto asumiendo que solo un 10% de ese hidrógeno participará en las reacciones de fusión.

Sabiendo que Q_H = 6,3·10¹⁸erg/g y que en la secuencia principal la relación luminosidad masa es L α M^3,5 se puede obtener el tiempo nuclear que será aproximadamente:

$\tau _{nuc,H}\simeq 9\cdot 10^{9}{\frac {X}{X_{sol}}}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{-2,5}$

Queda claro pues que: $\tau _{din}<\!<\tau _{ter}<\!<\tau _{nuc}$

Bibliografía adicional

• George Gamow: The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy. Dover Publications (2005). ISBN 0486442314
• Howard S. Goldberg: Physics of Stellar Evolution and Cosmology. M.E. Sharpe (1982). ISBN 0677055404
• Amos Harpaz: Stellar Evolution. AK Peters, Ltd. (1994). ISBN 1568810121
• Mike Inglis: Observer's Guide to Stellar Evolution. Springer (2003). ISBN 1852334657
• Mario Livio, Michael Fall: Unsolved Problems in Stellar Evolution (Space Telescope Science Institute Symposium Series). Cambridge University Press (April 13, 2000). ISBN 0521780918
• Dina Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press (2000). ISBN 052165937X
• Robert T. Rood, Alvio Renzini, Jos‚ Franco, Steven M. Kahn, Andrew R. King, Barry F. Madore: Advances in Stellar Evolution (Cambridge Contemporary Astrophysics). Cambridge University Press (1997). ISBN 0521591848

Véase también

• Clasificación estelar
• Estrellas
• Estructura estelar
• Procesos nucleares

Enlaces externos

• (en inglés) Applet sobre evolución estelar en Java
• (en inglés) Introducción a la evolución estelar
• (en inglés) Diagramas estelares de Herzprung-Russell
• Vida y muerte de las estrellas
• Evolución estelar en AstroMía
• Formación de las estrellas