Evolución estelar.

Nacimiento, vida y muerte de una estrella.

En este universo nada es eterno, ni siquiera las estrellas.

El cúmulo globular NGC 4833, Crédito: ESA / Hubble y NASA.

¿Qué es una estrella?

Una estrella es un objeto celeste que emite luz por si mismo mediante una serie de reacciones nucleares de fusión de hidrógeno en su núcleo, se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce entre dos fuerzas, una es la fuerza de la gravedad que empuja la materia hacia el centro de la estrella y la otra es la fuerza que ejerce el plasma hacia afuera debido a las reacciones nucleares internas del núcleo de la estrella que como los gases tiende a expandirse, la fuerza de la gravedad depende de la masa de la estrella mientras que la fuerza del plasma depende de la temperatura que se genera en el núcleo. Una estrella puede generar reacciones nucleares de fusión del hidrógeno en su núcleo cuando tiene más de 0.08 masas solares, por debajo de esta cantidad la estrella no puede alcanzar la temperatura adecuada para poder fusionar hidrógeno quedando una estrella fallida, una enana marrón, enfriándose paulatinamente.

Las protoestrellas que son los inicios del nacimiento de una estrella surgen en nubes interestelares de polvo y gas, donde se forman densos bolsos de material que colapsan por efecto de su propia gravedad y crecen acumulando material estelar proveniente de su nube madre. Sin embargo, parte de este material que fluye hacia la incipiente estrella nunca llega hasta su superficie, y en cambio es eyectado en chorros de alta velocidad que salen de los polos sur y norte de la protoestrella. Ahora bien, los ambientes extremadamente turbulentos pueden interrumpir el flujo natural de material hacia la protoestrella, mientras la intensa radiación proveniente de estrellas masivas cercanas y agujeros negros supermasivos, a su vez, puede desintegrar la nube madre y, de esa forma, impedir que la mayoría de las estrellas en formación sigan desarrollándose, a excepción de las más masivas.

AGRUPACIÓN ESTELAR.

Las estrellas pueden estar ligadas gravitatoriamente en sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Cuando existen un número significativo de estrellas juntas se les denomina cúmulos estelares, diferenciamos varios grupos:

1. Los cúmulos globulares que son cúmulos viejos situados en el halo de la galaxia y que tienen de centenares a miles de estrellas.
2. Los cúmulos abiertos que son de formación reciente, contienen estrellas jóvenes y un número menor de estrellas.
3. Sistemas estelares compuestos de dos a tres estrellas que interactuan por la gravedad. Generalmente son dos estrellas compactas en el centro del sistema y una tercera girando alrededor del centro de masas del sistema.
4. También existen estrellas solitarias como nuestro Sol que en su momento se separaron de su agrupación estelar.

Evolución estelar.

Póster sobre evolución estelar, una jornada con Chandra.

El nacimiento de una estrella.

La vida de una estrella se inicia con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa o nube molecular de materiales compuestos, se considera que están formadas por un 90% de hidrógeno y un 9% de helio, el resto de materiales que componen la estrella que son diferentes al hidrógeno y al helio se denominan materiales pesados.

Protoestrella.

Debido a interacciones con otra clase de estrellas o eventos cósmicos, se empieza a acumular hidrógeno en un punto de la nebulosa, este proceso se acelera debido a la atracción gravitatoria. Rápidamente se forma un núcleo denso y caliente en contracción llamado protoestrella, el colapso de este nucleo se detiene cuando comienzan las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno aumentando la presión y la temperatura. Cuando las reacciones nucleares se estabilizan la estrella entra en lo que se denomina secuencia principal. La masa de la nube determina la masa de la estrella aunque no toda la nube entra a formar parte de ella. El límite de masa que se cree que una estrella puede lograr varia entre un rango de 120 a 200 masas solares, este rango también depende de la metalicidad de la estrella, es decir, de los materiales más pesados que el hidrógeno y el helio que formen parte de la estrella con independencia de la posición que ocupen en la tabla periódica.

La vida de una estrella.

Las dos corrientes de tipo sable de luz que cruzan la imagen son chorros de gas energizado, expulsados de los polos de una estrella joven. Si los chorros chocan con el gas y el polvo circundantes, pueden despejar vastos espacios y crear ondas de choque curvas, vistas como grupos anudados llamados objetos Herbig-Haro. Crédito: ESA / Hubble y NASA, D. Padgett (GSFC), T. Megeath (Universidad de Toledo) y B. Reipurth (Universidad de Hawai).

Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su vida. La masa de la estrella que tiene al entrar en la secuencia principal es lo que determina que clase de evolución estelar va a tener.

Secuencia principal.

Una vez que la estrella termina su etapa de protoestrella, la estrella entra en la secuencia principal que es una etapa en la que en el núcleo de la estrella quema su combustible de Hidrógeno mediante fusión nuclear. Las estrellas se consideran que pasan durante el 90% de su vida en la secuencia principal del diagrama de Herstzprung-Russel. La estructura de la estrella consta básicamente de un núcleo donde se fusiona el hidrógeno en helio con una envoltura que transmite la energía generada a la superficie. Existen dos maneras de quemar hidrógeno en una estrella cuando entra en la secuencia principal, las cadenas P-P o cadenas protón-protón y el ciclo CNO, carbono-nitrógeno-oxígeno o ciclo de Bethe. La duración de una estrella dependerá de la masa de la estrella, a mayor masa menor tiempo vital, a menor masa más longevidad. Nuestra estrella, el Sol, es una estrella que se encuentra todavía en la secuencia principal.

Evolución a la "vejez".

La "vejez" de una estrella comienza cuando la estrella ha agotado su combustible de hidrógeno, la evolución posterior de la estrella dependerá de la masa de la estrella. 

Evolución estelar de estrellas de 0,08 a 0,5 masas solares.

Esta clase de estrella es la más abundante en la Vía Láctea o por lo menos en la vecindad de nuestro Sol. Son estrellas totalmente convectivas lo que produce una falta de acumulación de helio en su núcleo de tal manera que pueden quemar una proporción más grande de hidrógeno durante más tiempo que nuestro Sol, se calcula que la vida de una estrella de este tipo puede durar entre 200.000 millones a varios billones de años, son más longevas que la edad del universo. Las estrellas con menos de 0,5 masas solares no han abandonado todavía la secuencia principal por lo que su posterior evolución es una incógnita, se simula con modelos matemáticos. Se cree que esta clase de estrellas solo llegan a la fase de gigante roja no pudiendo evolucionar más por falta de masa estelar.

Evolución estelar de estrellas de 0,5 a 8-9 Masas Solares. 

Fase de Subgigante Roja (SUBG).

Una vez que la estrella agota el hidrógeno acaba la secuencia principal, la estrella se hincha y la superficie se enfría sin variar mucho su luminosidad pasando a una etapa de Subgigante Roja (SUBG), la estrella sigue quemando el hidrógeno que le queda en una cascara de nuez con un núcleo de helio inerte aunque la gravedad ha empezado su trabajo compactando cada vez más el núcleo de la estrella.

Fase de Gigante Roja (GR).

Cuando la temperatura de superficie aumenta el brillo de la estrella también aumenta hinchándose más todavía y aumentando el radio de la estrella hasta alcanzar 100 millones de kilómetros pasando a una fase de Gigante Roja (GR), en esta fase aparece el primer dragado. Los materiales procesados en el interior de la estrella son transportados por convección hasta la superficie de la estrella siendo así detectables. El núcleo de la estrella formado por helio sigue en estado de latencia obteniendo su energía de la fusión del hidrógeno que le queda en capa.

Fase de apelotonamiento al rojo (AR) o rama horizontal (RH).

Esta etapa comienza cuando el núcleo de helio de la estrella se activa mediante el denominado proceso triple-alfa, tres núcleos de helio se fusionan en uno de carbono, las estrellas de menos de 0,5 hasta 0,08 masas solares este proceso no ocurre siendo la etapa de GR la última etapa de dichas estrellas. Durante este proceso del helio se pasa al carbono y al oxigeno, dichos elementos se forman en el interior de las estrellas, otros elementos intermedios que intervienen en la fusión se descomponen por ser altamente inestables a las presiones y las temperaturas de la estrella como el berilio, el boro y el litio. La estrella en esta fase disminuye un poco su luminosidad y tamaño. El proceso triple-alfa se inicia cuando el núcleo de la estrella formado por helio se colapsa o contrae por la gravedad interior de la estrella hasta alcanzar la temperatura necesaria para fusionar el helio a 100 millones de grados Kelvin. La etapa AR se produce en estrellas de metalicidad alta y la etapa RH en estrellas de metalicidad baja. La metalicidad de una estrella se mide por la cantidad de elementos más pesados que el hielo y el hidrógeno que la componen.

Rama asintótica de las gigantes (AGB de sus siglas en inglés).

Esta galería de cuatro nebulosas planetarias muestra los datos de rayos X de Chandra en púrpura, y los datos ópticos del Telescopio Espacial Hubble en rojo, verde y azul. Crédito: Rayos X: NASA / CXC / RIT / J.Kastner et al .; Óptico: NASA / STScI

Llegado el momento la estrella agotará el combustible de helio hinchándose más hasta casi el doble y reduciendo la temperatura de su superficie, en este momento la estrella alcanzará su máximo brillo. El helio se quemará en capas quedando un núcleo de carbono y oxigeno, se realizará un segundo y tercer dragados de materiales del interior de la estrella. La estrella quemará en capas distintas tanto el hidrógeno y el helio que le quede produciendo una inestabilidad y provocando una perdida de la masa de la estrella. Como resultado final se formará una nebulosa planetaria ionizada por el núcleo que finalmente acabará convertida en una enana blanca. Las estrellas más cercanas a 9 masas solares podrán producir elementos más pesados como el neón, magnesio e incluso silicio. Este proceso dura unos diez mil años, un suspiro en la vida de una estrella.

Evolución estelar de estrellas de 9 a 30 Masas Solares.

Alcíone A. Estrella Gigante Azul. Crédito: NASA, ESA, AURA / Caltech, Observatorio Palomar

Las estrellas de más de nueve masas solares tienen otra evolución por tres causas:

1. Las temperaturas en su interior son tan elevadas que pueden seguir fusionando material después del proceso triple-alfa hasta llegar al hierro, Fe.
2. Tienen tanta luminosidad que la evolución de la secuencia principal a los siguientes procesos se produce en millones de años, muy rápidamente.
3. Las estrellas masivas experimentan una perdida de masa más acusada que las estrellas de menor masa.

Así que las estrellas de más de 9 masas solares irán fusionado elementos hasta llegar al hierro, al finalizar este proceso la estrella acabará teniendo forma de cebolla con diferentes capas de diferentes elementos. Cuando estas estrellas agotan su combustible de hidrógeno y salen de la secuencia principal mantienen su luminosidad pero su temperatura de superficie se va enfriando progresivamente pasando rápidamente por las fases de Supergigante Azul, 20.000º Kelvin; y brevemente Supergigante Amarilla, 6.000 º Kelvin. Una vez llegado a este punto todo el quemado del helio se produce en la siguiente fase de Supergigante Roja, 4.000 º Kelvin. Estas estrellas son las estrellas más grandes del Universo ocupando varias Unidades Astronómicas de tamaño pero al contrario que otras, como las gigantes azules, son frías, poco densas y están huecas. Una estrella de estas características acaba fusionado material hasta llegar al hierro, Fe. El núcleo de estas estrellas para llegar a fusionar este material llega a una temperatura de 600 millones de grados Kelvin, una vez llegado a este punto el nucleo de la estrella deja de fusionar material ya que no puede extraer la energía necesaria para seguir con las reacciones nucleares provocando un estallido de supernova por colapso gravitatorio quedando como remanente estelar una estrella de neutrones o un púlsar, este hecho se le denomina supernova de tipo II o supernova por colapso de núcleo.

Evolución de estrellas de más de 30 Masas Solares.

Brillante en el centro de esta hermosa imagen del Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA se encuentra una estrella Wolf-Rayet conocida como WR 31a, ubicada a unos 30 000 años luz de distancia en la constelación de Carina (La Quilla). La distintiva burbuja azul que parece rodear WR 31a, y su compañero estelar no catalogado, es una nebulosa Wolf-Rayet, una nube interestelar de polvo, hidrógeno, helio y otros gases. Creadas cuando los vientos estelares rápidos interactúan con las capas externas de hidrógeno expulsadas por las estrellas Wolf-Rayet, estas nebulosas son frecuentemente en forma de anillo o esféricas. Desafortunadamente, el ciclo de vida de una estrella Wolf-Rayet es solo de unos pocos cientos de miles de años, en un abrir y cerrar de ojos en términos cósmicos. A pesar de comenzar la vida con una masa al menos 20 veces mayor que la del Sol, las estrellas Wolf-Rayet suelen perder la mitad de su masa en menos de 100 000 años. Y WR 31a no es una excepción a este caso. Por lo tanto, finalmente terminará su vida como una espectacular supernova, y el material estelar expulsado de su explosión más tarde alimentará a una nueva generación de estrellas y planetas. Crédito: ESA / Hubble y NASA; Reconocimiento: Judy Schmidt.

Esta clase de estrellas son las más masivas que existen en el Universo, al igual que en el caso anterior serán  capaces de seguir fusionando material hasta llegar al hierro, Fe.

Existen dos diferencias con las estrellas anteriores:

1. La tasa de perdida de masa es tan elevada que no pueden llegar a formar una Supergigante Roja.
2. El remanente será un agujero negro.

Mientras agotan el hidrógeno de su núcleo estas estrellas se transforman en Supergigantes Azules entrando en una fase altamente inestable llamada Variable Luminosa Azul desprendiéndose de sus capas exteriores, llegan al límite de luminosidad al que puede llegar una estrella llamado límite de Eddington. Como consecuencia de la perdida de masa dichas estrellas representan un bajo contenido en hidrógeno y unas líneas de emisión de helio, carbono, oxígeno y nitrógeno. Estas estrellas se llaman Wolf-Rayet y como peculiaridad son estrellas que han perdido gran parte de su masa, pueden pasar de tener 100 masas solares a tener 8. Una vez que agotan su combustible la estrella muere produciendo una explosión de supernova acompañado por un brote de rayos gamma. Esta explosión de supernova se cataloga como supernova de tipo Ib o Ic, son supernovas muy extrañas de encontrar porque dichas estrellas son muy escasas.

Muerte estelar.

Sí, las estrellas también mueren, lo que se muestra a continuación son modelos teóricos por la tremenda duración de dichos modelos.

Estrellas de 0,5 a 9 Masa Solares.

Las estrellas de 0,5 a 0,08 masas solares se quedan en la fase de Gigante Roja por no tener más masa para seguir con su proceso de fusión mientras que  las estrellas de entre más de 0,5 hasta 9 masas solares llegan a la fase de Rama Asintótica de las Gigantes produciendo nebulosas planetarias. Cuando expulsan todas sus capas en un proceso que dura unos 10.000 años lo que queda es un núcleo estelar inerte o remanente estelar donde no se produce ninguna reacción nuclear denominada enana blanca. El núcleo está formado por carbono, oxigeno, nitrógeno y en las mas masivas, 9 masas solares, puede llegar a encontrarse neón y silicio. Este remanente estelar tiene una temperatura de 100.000 º Kelvin que al no poseer fuentes de energía propias, lo único que posee es energía térmica acumulada en su núcleo, el calor se va disipando rápidamente para luego ralentizar el proceso. Se supone que esta clase de remanente estelar seguirá enfriándose paulatinamente en un proceso que se le calcula que dure miles de millones de años hasta llegar a producir lo que se denomina una enana negra. Este parte final es un modelo teórico ya que el proceso de enfriamiento se le calcula mucho tiempo de duración y debido a esto es un proceso que no puede ser observable.

Estrellas de más de 9 masas solares.

Imagen de rayos X de Chandra de Cygnus X-1. Hace más de tres décadas, Stephen Hawking realizó, y finalmente perdió, una apuesta en contra de la existencia de un agujero negro en Cygnus X-1. Hoy, los astrónomos confían en que el sistema Cygnus X-1 contiene un agujero negro. De hecho, un equipo de científicos ha combinado los datos de los telescopios de radio, óptico y rayos X, incluido Chandra, para determinar el giro, la masa y la distancia del agujero negro de manera más precisa que nunca. Con estas piezas clave de información, la historia del agujero negro ha sido reconstruida. Esta nueva información les da a los astrónomos pistas sólidas sobre cómo nació el agujero negro, cuánto pesó y qué tan rápido estaba girando. Esto es importante porque a los científicos todavía les gustaría saber mucho más sobre el nacimiento de los agujeros negros. Crédito: NASA / CXC.

Estas estrellas son capaces de fusionar material hasta llegar al hierro, a medida que la estrella va quemando material mediante procesos de fusión y va formando nuevo material las etapas de quemado del material son cada vez más cortas hasta llegar a la última etapa que es la fusión del silicio en hierro cuya etapa dura tan solo unos días. Finalmente tendremos una estrella formada por capas como una cebolla, en el exterior de la estrella tendremos hidrógeno, helio, carbono y así hacía el interior hasta llegar al hierro. Una vez llegado al hierro las reacciones nucleares en el núcleo de la estrella se detienen por no poder generar el suficiente calor interno pasando de ser una reacción endotérmica a una reacción exotérmica, necesita calor externo. Finalmente la estrella se derrumba sobre si misma por no soportar su propio peso, la gravedad vence a la fuerza nuclear que ha dejado de actuar debido al hierro. Para acabar la estrella estalla como supernova esparciendo el material pesado por el espacio circundante. Al estallar como supernova se alcanzan grandes temperaturas produciéndose elementos más pesados que el hierro como el oro, plata, platino, uranio entre otros muchos. Por eso estos materiales son tan escasos. Una vez producida la supernova y dependiendo de la masa de la estrella como remanente se formará una estrella de neutrones o púlsar; o un agujero negro.

Tenemos cuatro posibles modelos de destino para estrellas masivas o muy masivas.

1. Para la mayoría de estrellas se producirá una supernova y el remanente será una estrella de neutrones.
2. Para estrellas de más de 30 masas solares parte de las capas externas no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre esta generando un segundo colapso y formando un agujero negro emitiendo un brote de rayos gamma.
3. Para estrellas de más de 40 masas solares el efecto gravitatorio no dejará formar una supernova y como remanente quedará un agujero negro con un brote de rayos gamma.
4. Para estrellas de entre 140-260 masas solares, caso infrecuente, se cree que se forma una explosión de supernova no quedando ninguna clase de remanente y desintegrándose la estrella por completo.

Bibliografia: NASA, ESA, ESO

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