Curso General de Astronomía

Tema 15. Vida y muerte de las estrellas

KEPLER. GRUPO DOCENTE DE ASTRONOMÍA

15.3 Evolución estelar

Durante mucho tiempo los astrofísicos deseaban conocer la evolución de las estrellas y sospechaban que esta dependía fundamentalmente de su masa inicial que condiciona su temperatura y por tanto su color. Al “nacer” una estrella se situará en una posición de la secuencia principal que está en función de su masa inicial. La mayor parte de su “vida” permanecerá en dicha posición que sólo abandonará al final, cuando se agote su principal “combustible”, el hidrógeno.

En el caso del Sol esta situación se prolongará durante un tiempo aproximado de 10.000 millones de años. Las estrellas más masivas, gigantes azules, se consumen más rápidamente mientras que las de menor masa tardan más tiempo en abandonar la secuencia principal.

Nacimiento

Se forman a partir de nubes de materia interestelar, las nebulosas. Aunque parezca increíble las estrellas se forman a partir de nebulosas frías, que se encuentran aproximadamente a temperaturas cercanas a   – 200 ºC = 73 K. Cuando esta nube comienza a contraerse la mayor parte de su materia se agolpa en el centro, donde se formará la estrella, mientras que el resto puede formar un disco plano, que gira alrededor del centro y en el que quizás aparezca un sistema planetario. El proceso es el mismo que siguió el Sol (ver tema 11). En muchas ocasiones, lo que sucede es que nacen simultáneamente dos o más estrellas de la misma nube. Cuando en el núcleo de la protoestrella se alcanza una temperatura de unos 10 millones de grados, los choques son tan intensos que comienzan a producirse reacciones nucleares.

Si la nube de gas posee una cantidad de materia insuficiente, su gravedad será demasiado débil y su temperatura no se elevará hasta alcanzar el nivel crítico que desencadena la fusión nuclear. Cualquier estrella así formada no pasará de ser un cuerpo caliente, que solo puede ser detectada por sus emisones de radiación infrarroja. Estos objetos celestes que no llegan a ser verdaderas estrellas se denominan “enanas marrones”. La materia mínima para que se forme una estrella es del 8% de la masa del Sol.

Secuencia principal

Al principio la nube es muy difusa. Al concentrarse por efecto de la gravedad, la densidad va aumentando y, en el centro, la temperatura y la concentración crecen de forma espectacular. Los núcleos de hidrógeno tienen mucha energía y están muy cerca unos de otros, por lo que chocan con mucha frecuencia, fusionándose para formar un núcleo de helio.

En ese momento podemos decir que ha nacido la estrella, que dada su masa, como ya hemos comentado, se sitúa en un lugar determinado de la secuencia principal del diagrama H-R.

Básicamente la reacción nuclear es la que sigue: Cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se unen para formar un núcleo de He (dos protones y dos neutrones). En realidad este resultado global, esta fusión, se produce a través de múltiples y complejas reacciones nucleares parciales.

En el centro del Sol los protones no chocan directamente de cuatro en cuatro para formar núcleos de He, sino que lo hacen de dos en dos formando deuterio (2H, un isótopo del hidrógeno); este deuterio se une con otro protón dando como resultado el isótopo del helio 3He; por último dos partículas de 3He chocan y forman un núcleo de He (4He) desprendiéndose dos protones que pueden volver a intervenir en nuevas fusiones. Puedes ver los detalles en el cuadro de ampliación siguiente.

Ampliación: reacciones nucleares en el interior de las estrellas


La fusión del hidrógeno en helio se produce fundamentalmente mediante un ciclo de reacciones conocido como la cadena protón-protón.

En el primer paso dos protones chocan, uno de ellos se convierte en un neutrón, un positrón (la antipartícula del electrón, con carga positiva) y un neutrino. El neutrón se une al otro protón para formar un núcleo de deuterio (2H, isótopo del hidrógeno), el neutrino es emitido y el positrón se aniquila inmediatamente con un electrón emitiendo dos fotones.

La segunda fase consiste en la unión del núcleo de deuterio con otro protón para formar un núcleo del isótopo ligero del helio 3He.

He se unen para dar un núcleo de helio (He) liberando dos protones que podrán volver a integrarse en nuevos ciclos de fusión.

Aunque este proceso denominado cadena protón-protón es más importante en las estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos teóricos muestran que el ciclo carbono, nitrógeno, oxígeno (CNO) es la fuente de energía dominante en las estrellas más masivas.

Ampliación: el ciclo CNO

El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en un núcleo de 4He con emisión de dos positrones y dos neutrinos, liberando energía en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono, oxígeno y nitrógeno sirven como catalizadores y se regeneran en el proceso.


Las reacciones del ciclo CNO son:

126C + ¹1H → 137N + γ + 1,95 MeV
137N → 136C + e+ + νe + 1,37 MeV
136C + ¹1H → 147N + γ + 7,54 MeV
147N + ¹1H → 158O + γ + 7,35 MeV
158O → 157N + e+ + νe + 1,86 MeV
157N + 11H → 126C + 42He + 4,96 MeV

En este proceso hay una pequeña pérdida de masa que se convierte en una enorme cantidad de energía, a partir de la conocida expresión E = m·c2. Por cada gramo de hidrógeno que se convierte en helio se desprenden 1,8·1011 julios de energía. Cuando se quema 1 g de gasolina se producen “solo” 4,6·104 julios, así que la fusión nuclear es casi 10 millones de veces más eficiente que la combustión habitual.

Por tanto, los núcleos de las estrellas son el lugar donde el hidrógeno se convierte en helio, de tal forma que el porcentaje inicial de estos dos elementos en el Universo (75% de H, 25% de He, ver tema 18) va cambiando aumentando el del He y reduciéndose el del H. La composición actual en el núcleo del Sol es: 36% H y 64% He.

Tras su nacimiento gran parte del gas y polvo acaba siendo barrido por la radiación estelar. Sin embargo, antes de que esto ocurra, pueden formarse planetas alrededor de la estrella central, como es el caso de nuestro Sistema Solar y otros, que a partir del desarrollo de telescopios más potentes y de las nuevas tecnologías, han sido descubiertos en los últimos años.

Las estrellas completamente desarrolladas conservan signos de su nacimiento. Las primeras estrellas que se formaron provenían de los primeros átomos de hidrógeno. Posteriores generaciones se formaron con restos procedentes de estrellas anteriores que contenían elementos más pesados. La presencia en el Sol de algunos de estos elementos, C. N, O, Ca,… demuestra que se trata de una estrella de tercera generación.

Tras unas fases iniciales un tanto inestables, la estrella llega a un equilibrio entre dos fuerzas contrapuestas: la gravedad, el peso de toda la masa de la estrella, que tiende a contraerla aún más empujándolo todo hacia el centro, y la presión de radiación, la energía que se produce en el núcleo y que intenta salir hacia fuera (figura 15.12).

Mientras la estrella consiga mantener este equilibrio brillará poderosamente en el firmamento y ocupará el sitio que le corresponde en la secuencia principal en función de su masa. Si la estrella es muy masiva (por ejemplo 10 masas solares), será una estrella de la clase O o B, muy caliente y muy luminosa, y gastará muy deprisa sus reservas de hidrógeno. El Sol, de masa media, consume H a un ritmo moderado y se mantendrá en la secuencia principal durante unos diez mil millones de años (ahora mismo parece que está a medio camino entre su nacimiento y su muerte) brillando con una luminosidad mediana. Las estrellas ligeras (1/10 de la masa solar) sólo alcanzarán temperaturas relativamente bajas, serán de las clases K o M, lucirán débilmente en el cielo y convertirán H en He tan lentamente que su vida como estrellas será muy larga. La tabla adjunta nos indica el tiempo que permanece una estrella en la Secuencia principal, Mʘ y Lʘ son la masa y la luminosidad del Sol

Masa (Mʘ)T (K)Clase espectralLuminosidad (Lʘ)Tiempo en secuencia
principal (·106 años)
2533.000O80.0003
922.000B2.00040
1,88.400A82.000
1,26.300F26.000
0,95.500G0,713.000
0,74.400K0,325.000
0,33.000M0,015200.000

Esto tiene bastante interés al considerar las posibilidades de vida extraterrestre: una estrella de 2 masas solares no tiene tiempo suficiente como para evolucionar hasta alcanzar una civilización tecnológica. Quizá la masa máxima que lo permita sea precisamente la del Sol o sólo un poco más.

La estructura de una estrella mientras esté en la secuencia principal (lo que ocupa el 90% de su vida) consiste en un núcleo central muy caliente y denso donde el H está fusionándose para dar He y una capa externa formada por H (75%) y He (25%) inerte. La gravedad empuja esa capa externa hacia el centro pero la presión de la radiación generada en el núcleo consigue sujetarla.


Ejercicio 15.4

En esta tabla tienes la masa y la magnitud absoluta de varias estrellas de la secuencia principal.

EstrellaMasaM EstrellaMasaM EstrellaMasaM
Spica11,5-3,5 Regulus3,80,6 Sol14,8
Achernar6,7-1,5 Sirio21,4 61 Cygni0,77,5
Alkaid6,1-0,67 Altair1,82,2 E. Barnard0,1513,2

Sitúalas en la cuadrícula siguiente.

  1. Proción tiene 1,5 masas solares. ¿Cuál podría ser su magnitud absoluta?
  2. ¿Y la de una estrella de 5 masas solares?

Haz clic aquí para imprimir la gráfica

Haz clic aquí para ver la solución


Muerte

Las fases de nacimiento y de muerte de cada estrella son muy cortas (unos pocos millones de años) en relación al tiempo que transcurre en la secuencia principal (cientos o miles de millones de años). La evolución final de una estrella va a depender de la masa que posee en su fase final.

  • La agonía del Sol
    Si la estrella al final de su vida tiene entre 0,6 y 9 masas solares su muerte es algo compleja. A medida que la fusión avanza, el centro de la estrella va acumulando helio hasta ser casi el único elemento presente en el núcleo. En este momento se produce un cambio drástico en la vida de la estrella. En el centro dejan de producirse reacciones de fusión, pero estas se mantienen en una “cáscara”, en una capa que rodea al núcleo, donde aún queda hidrógeno.

Esto tiene dos consecuencias: por una parte, en el centro no hay ya ninguna fuerza que se oponga a la gravedad por lo que el núcleo se contrae y aumenta considerablemente su temperatura, y este calor incrementa fuertemente el ritmo de fusión del hidrógeno en las capas próximas al núcleo. La presión de radiación de esa “cáscara” se intensifica, se rompe el equilibrio y la estrella se hincha hasta hacerse cien veces más voluminosa y aunque genera más energía que antes es tan inmensamente grande que emite menos energía por unidad de superficie. Su temperatura superficial disminuye a unos 3.000 K y se convierte en una gigante roja abandonando la secuencia principal.

Al hacerse tan grandes la gravedad es muy débil en las capas exteriores que pueden fácilmente escapar y pasar al medio interestelar: las gigantes rojas sufren una pérdida de masa.

El núcleo de helio continúa su contracción hasta que la temperatura alcanza los 108 K, en ese momento se produce la fusión del helio, formando núcleos de berilio que son muy inestables. Éstos a su vez podrán fusionarse con helio para formar carbono (proceso triple α). También se forma algo de oxígeno (12C + 4He → 16O). Esta es una fase relativamente corta (figura 15.14).

Una vez agotado el He, el núcleo (compuesto de núcleos de C y de O) colapsa hasta llegar a un estado degenerado, cuya temperatura es todavía muy alta y mantiene un brillo apreciable: se forma una estrella enana blanca que podría tener la masa del Sol confinada en una esfera del tamaño de la Tierra (lo que supone una densidad de ¡2 toneladas por cm3!).

La enana blanca, al estar a temperatura muy alta, emite fotones muy energéticos (en el rango del ultravioleta) que ionizan los restos de las capas exteriores expulsadas de la gigante roja produciéndose un bonito efecto de fluorescencia perfectamente visible formando lo que se denomina una nebulosa planetaria, como es el caso de la nebulosa del anillo, M 57, en la constelación de Lira (figura 15.15)

Con el tiempo la enana blanca irá enfriándose, dejará de emitir radiación ultravioleta y la nebulosa planetaria se desvanecerá en el medio interestelar. La estrella progenitora seguirá perdiendo temperatura muy lentamente hasta hacerse invisible (enana negra).

Ampliación: mecanismo de variación de brillo de una cefeida.

Algunas gigantes rojas de mayor masa que el Sol, tras la ignición del He, pasan por una época de inestabilidad que las convierte en variables cefeidas, que son estrellas bastante masivas y por tanto en general intrínsecamente muy luminosas (como para ser detectables en galaxias no muy lejanas).

Como ya vimos en este mismo tema (ampliación: el tamaño de las estrellas) la luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y del tamaño de su superficie emisora.

Las cefeidas presentan variaciones periódicas de luminosidad extremadamente regulares. Éstas son debidas a contracciones y expansiones radiales; cuando la estrella se contrae, aumentan las reacciones nucleares en su interior, lo cual produce una elevación de la temperatura, y por tanto un máximo de brillo. Posteriormente, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Al expandirse, la estrella se enfría, con la consiguiente disminución de su luminosidad, alcanzando un mínimo. Así, pues, la luminosidad de una variable cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa.

En la mayoría de los casos, las curvas de luz de las cefeidas se caracterizan por un perfil más bien asimétrico, con un rápido ascenso hacia la luminosidad máxima y un descenso más lento hacia la mínima.

C:\Users\Agustin\Desktop\Documents\1. Agustin\000. Kepler\0. Curso On line\1. Temas\14. Distancia a las estrellas\Curva de brillo de las cefeidas.png

http://henrietta.iaa.es/una-regla-para-medir-el-universo
  • Enanas rojas
    Las estrellas que tienen una masa menor que 0,5 veces la masa solar (M < 0,5 MS), las enanas rojas situadas en la parte inferior derecha de la secuencia principal, consumen su H tan lentamente que ninguna ha tenido tiempo de agotar su combustible. Los modelos teóricos indican que, al final, pasarán por unas etapas similares: cuando se agote el H y cesen las reacciones en el núcleo éste se contraerá y calentará, pero no lo suficiente como para alcanzar la temperatura necesaria para prender el He. Sí se prenderá la envoltura de H que rodea al núcleo, de forma que la estrella se expandirá convirtiéndose en una gigante roja y el núcleo colapsará hasta devenir en una enana blanca, pero no habrá nebulosa planetaria.
  • Estrella de neutrones
    En las estrellas muy masivas (más de 9 masas solares) cuando el H del centro se termina se repite el mismo proceso: contracción y calentamiento del núcleo que activa las reacciones del H→He en la “cáscara” que lo rodea y que hincha la estrella hasta convertirla ahora en una supergigante roja, mientras en el centro se enciende la reacción He→C. Cuando el He se agote la estrella quedará con C en el centro, He en una capa intermedia e H en la exterior. El núcleo volverá a contraerse y a calentarse pero ahora, al disponer de una masa mayor, sí se alcanza suficiente temperatura como para que el C pueda fusionarse y convertirse en otros elementos más pesados.

 

Este proceso continúa, ya que a esas elevadas temperaturas los núcleos de carbono se unen formándose núcleos de neón, oxígeno, silicio,… En fusiones sucesivas se crean elementos cada vez más pesados como el cromo, manganeso, níquel hasta que se alcanza una situación estable. El proceso se detiene en el hierro , ya que su fusión consume energía en vez de producirla. Si quieres saber más sobre este proceso haz clic aquí.

Así las distintas familias de elementos se disponen concéntricamente como capas de cebolla (figura 15.16)

Finalmente, cuando se agotan todas las posibilidades de generar energía por medio de fusiones nucleares la estrella colapsa, las capas externas caen de golpe y rebotan en el denso núcleo metálico: la estrella “explosiona” formando una supernova dando lugar (durante unas semanas) a un brillo inmensamente mayor, de tal forma que incluso puede ser vista en pleno día, y expulsa al medio interestelar casi toda su envoltura que es visible en forma de nebulosa. De esta manera los restos de la supernova enriquecen el medio con los elementos formados previamente

La potencia de estas explosiones no es siempre la misma sino que depende de la masa de la estrella. Por eso estas supernovas se designan como de tipo II, para diferenciarlas de las de tipo Ia, las “candelas estándar” vistas en el tema 14, que sí tienen siempre la misma magnitud absoluta (figura 15.17).

En la explosión se genera gran cantidad de energía que permite la producción de nuevas reacciones de núcleo-síntesis formándose elementos más pesados que el Fe, desde el Co27 al U92 que se desparraman por las cercanías contaminando con sus aportaciones las nebulosas próximas. Algunas de ellas, al evolucionar, darán lugar a nuevas estrellas (de 2ª generación y posteriormente otras de 3ª generación, como el Sol) y quién sabe si a nuevos planetas. En uno de éstos, la Tierra, surgió la vida y los seres humanos. Por tanto podemos decir, que la Tierra, los seres vivos y nuestros cuerpos están formados de polvo de estrellas.

La nebulosa del Cangrejo (M 1) visible en la constelación de Tauro es un ejemplo de remanente o resto de supernova (figura 15.18). La estrella progenitora fue vista el año 1054 y consta en los anales chinos y árabes de la época. Como apareció inesperadamente en un lugar donde no había antes ninguna estrella fue considerada como una estrella “nueva” de donde la denominación latina usual de nova o supernova (si es muy, muy brillante). En su centro se localiza una estrella de neutrones que gira a 30 revoluciones por segundo.

Ampliación: poblaciones estelares

En 1943 el astrónomo germano-americano Walter Baade estableció la siguiente clasificación estelar:

Estrellas de Población I: estrellas “jóvenes” con alta metalicidad (existencia de elementos más pesados que H y He), estrellas de 2ª generación, formadas en nubes interestelares contaminadas por restos de estrellas viejas.

Estrellas de Población II: estrellas “viejas”, con escasa o nula metalicidad, formadas exclusivamente con el H y el He primordiales (ver tema 18)

Esto tiene interés para la vida extraterrestre: hace falta una estrella de 2ª o 3ª generación para que contenga, por ejemplo, C y O, fundamentales para la vida tal y como la conocemos. En las de Población I no puede haber.

Por su parte, el núcleo colapsa cada vez más, de forma que la estrella alcanza el estado de materia degenerada. En ella los átomos han perdido su corteza y el núcleo de la estrella está formado únicamente por neutrones, aumentando la densidad hasta alcanzar valores de 1016 g/cm3. Son las denominadas estrellas de neutrones (figura 15.19). Suelen tener un diámetro de unos 20 km y una velocidad de giro muy alta (como de 2 vueltas por segundo, aunque algunos alcanzan cientos de revoluciones/s) lo que provoca una potente emisión en forma de ondas de radio, rayos X o rayos gamma.

Estas emisiones salen de la estrella de neutrones como dos chorros en la dirección del eje magnético (figura 15.20).

Generalmente éste no coincide con el de rotación de forma que el eje magnético describe un cono que solo apuntará a la Tierra durante un instante en cada vuelta. Es algo parecido a la luz de un faro en las costas. Así su emisión es detectada en la Tierra como pulsos de luz que se repiten periódicamente por lo que también reciben el nombre de púlsares (figura 15.21).

  • Agujeros negros
    Se forman en la muerte de estrellas a partir de las 30 masas solares: la materia restante en el núcleo se concentra en un volumen tan reducido que la densidad se hace gigantesca. La gravedad se hace tan grande que ningún cuerpo ni radiación puede escapar de ella, ni siquiera las radiaciones electromagnéticas como la luz, pueden superar la velocidad de escape de estos cuerpos (figura 15.22).

Aunque no se pueden detectar directamente sí que se observan ciertas anomalías en sus proximidades, como es la emisión de fuertes radiaciones. Hoy sabemos que, además de en otros lugares de nuestra galaxia, en su centro hay un enorme agujero negro de 60 millones de masas solares en el que se ha observado cómo ha “engullido” algunas estrellas (figura 15.23).

Cuadro resumen, en el que las masas están indicadas en masas solares (figura 15.24)

GR = Gigante Roja.EB = Enana Blanca
SGR = Super Gigante Roja.NP = Nebulosa Planetaria.
SGA = Super Gigante Azul.SN = Super Nova.
EN = Estrella de Neutrones.AN = Agujero Negro

<<
>>
Scroll Up