M-80,
cúmulo globular a 28 mil año luz. Nasa |
Guía
Astronómica Gonzalo
Duque-Escobar, P. As.
Universidad
Nacional de Colombia Manizales, 1992 |
GUIA Nº 9
EVOLUCION
DE LAS ESTRELLAS
1.
DIAGRAMA HERTZPRUNG-RUSSELL
Los
tipos de estrellas pueden caracterizarse por la temperatura (aproximadamente su color) y
la cantidad de luz que radian (magnitud absoluta). El diagrama H-R es un plano cartesiano
al cual llevamos las estrellas, según ese par de coordenadas.
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Figura
39. Diagrama H-R que involucra la magnitud y
el color de todas las estrellas, y la masa y tamaño para las estrellas de la secuencia
principal solamente.
Si
tomáramos las estrellas del cielo, para llevarlas al diagrama H-R, registrando su brillo
real, deberíamos conocer la distancia que nos separa de cada una, y adicionalmente,
registrar con precisión su color.
La
relación entre el color y la temperatura superficial de los astros, está dada por la
clase espectral de la estrella (O, B, A, F, G, K, M), al igual que la relación existente
entre el brillo aparente y la distancia está dada por la magnitud absoluta. En el eje
vertical figura la luminosidad absoluta en clases de magnitud o la luminosidad en
unidades de luminosidad solar. En el eje horizontal se hallan las clases
espectrales, o bien, la relación entre la temperatura superficial, o el color.
La
mayoría de las estrellas se sitúan sobre la secuencia principal que se extiende
desde el ángulo superior izquierdo al inferior derecho. Arriba a la izquierda están las
estrellas blancas y azules de gran luminosidad y masa, en el centro las estrellas
amarillas parecidas al Sol y abajo a la derecha las enanas rojas. En la parte superior
derecha se sitúan las gigantes rojas. Abajo a la izquierda se hallan algunas enanas
blancas. Las restantes zonas del diagrama están prácticamente vacías.
La
mayoría de las estrellas consumen el principio y la mitad de su vida en el estado que las
sitúa a lo largo de la línea de la secuencia principal (en la actualidad el Sol se halla
en esta situación). Es la fase estable, de combustión de hidrógeno. La posición a lo
largo de la línea viene determinada por su masa: las estrellas de gran masa están en la
región de las gigantes azules, y las de masa pequeña, entre las enanas.
Las
demás regiones del diagrama sólo están pobladas cuando las estrellas
"ordinarias" han quemado buena parte de su hidrógeno y empiezan a evolucionar,
separándose de la línea de la secuencia principal, hacia la derecha y hacia arriba (fase
de gigantes rojas) y posteriormente hacia la izquierda y hacia abajo (fase de enanas
blancas).
Las
estrellas de la Vía Láctea son más heterogéneas que las de cualquier tipo de cúmulo.
Las estrellas de un cúmulo globular difieren ostensiblemente, por su génesis, de
las de un cúmulo galáctico; las primeras son estrellas viejas de primera
generación y con bajo contenido metálico, mientras las segundas son jóvenes, de segunda
generación y alto contenido metálico. Esa diferencia deberá expresarse en los diagramas
H-R de ambos cúmulos. Con el tiempo el diagrama H-R se va despoblado en la secuencia
principal, y lo hará de arriba abajo, pues las estrellas de gran masa terminan primero
sus reacciones termonucleares, mientras las de masa pequeña han de esperar. Los cúmulos
galácticos o abiertos, nutridos de estrellas jóvenes, muestran un diagrama H-R nutrido
en la secuencia principal a diferencia de los diagramas de los cúmulos globulares.
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Figura
40. El diagrama H-R para estrellas con gran afinidad: de un cúmulo globular o cerrado y
de un cúmulo galáctico o abierto.
1.1
Clasificación Espectral de las estrellas
Fuente. Dic. Rioduero Física del Espacio y otros |
2.
FORMACION DE ESTRELLAS
Las
nubes de gas y polvo interestelares están sometidas a dos fuerzas: como quiera que la
masa se encuentra en rotación y posee alguna temperatura, superior a la del entorno,
presenta una fuerza centrífuga de rotación y una fuerza termodinámica por calor, que
tratan de expandirla. A estas fuerzas se opone la atracción gravitacional ejercida por la
masa, fuerza dirigida hacia el centro de gravedad del sistema.
Síntesis
evolutiva de una estrella
Fuente: Diccionario Rioduero. Física del Espacio
Si la fuerza de gravedad domina a la de repulsión, se da el colapso gravitacional para que se contraiga la nube, aumentando su densidad, disminuyendo su volumen, aumentando su velocidad de rotación (el momento cinético se conserva igual por el efecto de bailarina) y aumentando la temperatura de la masa (calentamiento por energía de acreción).
El
colapso de la nube, gracias a que su densidad se hizo crítica, conduce a una protoestrella
o sea una nube condensada y caliente que emite radiación infrarroja. El escape de energía permite que la protoestrella
colapse más, pero con ello la temperatura aumenta en su interior (energía de acreción)
y por lo tanto, la protoestrella pasa a ser brillante (atmósfera enrarecida). Con el colapso sucesivo, la temperatura aumentará más en el
interior y cuando alcance 10 millones de °C, aparecerá la estrella,
iniciándose la fusión nuclear, consistente en convertir hidrógeno en helio por dos
vías: línea protón-protón y ciclo C-N-O o del carbono. En ambos procesos
la masa inicial supera la masa final en Ùm, y Ùm se
convierte en energía, según la fórmula E = Ùmc2,
como se aprecia en la siguiente figura:
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Figura
41. Se ilustran los procesos por los cuales cuatro hidrógenos se fusionan en un átomo de
helio, generando energía.
Mientras
la estrella convierte H en He, se dice que está en la secuencia principal y la
duración de esta fase es inversamente proporcional al cubo de la masa. Las de menos de
una masa solar toman la línea protón-protón y duran más, las de más de tres masas
solares el ciclo CNO, en las de masa intermedia, el primer proceso en la periferia del
núcleo, y el segundo en su interior. Si la masa es menor que el 7% de la masa solar, no
hay fusión nuclear (planeta). Si la masa supera 75 ? masas
solares, o colapsa todo o explota todo, porque la presión interior se debería a los
FOTONES y no a los electrones o a los núcleos atómicos. Para estas masas, la estrella es
inestable.
En la fase estable de la secuencia principal las estrellas permanecen el 90% de su vida. Las de gran masa duran algunos millones de años y las de pequeña masa algunos miles de millones da años. El Sol duraría 1010 años. El 10% restante de la vida de la estrella se desarrolla en los estadios de gigante roja, supergigantes, hasta llegar al estadio terminal como enana blanca.
3. La nucleosíntesis Estelar
El
curso de la estrella por el diagrama H-R, estará determinado, fundamentalmente por su
masa y composición química. Las cenizas del hidrógeno, es decir, el helio, se van
concentrando en el núcleo. Cuando éste núcleo inerte alcance un 12% de la masa estelar,
se hace inestable, se contrae y la energía gravitacional liberada lo calienta.
Simultáneamente la envoltura exterior de la estrella se dilata enormemente, y por su
distensión libera energía térmica enfriandose y ganando el
color rojo. He aquí la gigante roja; cuando el Sol entre a esta fase, crecerá en tamaño
ganando las órbitas de Mercurio, Venus, Tierra y Marte probablemente.
Mientras
esto ocurre en el interior de la estrella el balance de energía de acreción y de
presión termonuclear, se hace favorable para un incremento de temperatura hasta 100
millones de °C. A
esta temperatura se forma carbono a partir de helio por el proceso triple alfa, también
oxígeno, neón y posiblemente magnesio. Si la gran masa de la estrella sigue siendo el
hidrógeno, en la periferia de su núcleo este elemento sigue transformándose en helio.
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Figura
42. En el diagrama H-R observamos la historia del Sol: 1 = protoestrella, 2 =
secuencia principal, 3 = gigante roja, 4 = enana blanca. A la izquierda el diagrama de la
evolución nuclear estelar con la nucleosíntesis H®Fe y su fisión Fe®He.
A
medida que el núcleo se sigue contrayendo la temperatura también crece. Ahora el neón
interactúa con núcleos de helio para formar magnesio, y así sucesivamente, aparecerán
núcleos de isótopos de elementos con números másicos múltiplos de cuatro hasta el
hierro. Agotado el helio utilizable, por el cese de la presión termonuclear, colapsa el
núcleo e incrementa su temperatura a niveles más vertiginosos, que permiten la fusión
de núcleos aún más pesados.
En la
fase de gigante roja, a mayor masa, mayor temperatura y mayor escala de reacciones hacia
los elementos más pesados (Ne, Mg,
Si, S, Ca, Ti, Va, Cr, Mn, Fe); más
lejos que el hierro no se puede dar fusión, porque este absorbe energía estelar
fisionándose en He, con lo cual, el cese súbito de la presión de reacciones hace
explotar la estrella en forma de supernova.
La
gigante roja se convierte en enana blanca, cuando se "tranquilice" el
núcleo estelar, permitiendo que la escasa envoltura gaseosa colapse: cada
que se agotaba un combustible nuclear se perdía soporte, colapsaba el astro,
aumentaba la temperatura, se reencendía el núcleo, entraba un nuevo combustible y la
onda de choque afectaba la envoltura de la estrella haciéndole perder masa.
Agotado
ya todo combustible, es decir, no siendo posible reencender el horno termonuclear, la
enana blanca se transformará en una enana negra, una estrella neutrónica o un agujero
negro, dependiendo de la masa final. Si la masa es menor que 1.4 masas solares el colapso
del cadáver estelar será detenido por la presión de
degeneración de los electrones, quedando una densa estrella negra. Si hay más de 1.4
masas solares se llega al hierro gaseoso, este se convierte en gas de neutrones y la
presión de degeneración de los neutrones detiene el colapso de la estrella. Tras esa
onda de choque de la supernova se forma la estrella neutrónica. Pero si quedan
más de 3 masas solares, el colapso de la estrella supera las presiones de degeneración
de electrones y neutrones, apareciendo en la región un agujero negro: se rompe el
espacio-tiempo.
4.
ESTRUCTURA DE LAS ESTRELLAS
Tomaremos
el Sol como modelo.
Se ha
visto que el espectro solar informa sobre la temperatura superficial por el color, la
temperatura interna por las partículas que escapan del núcleo estelar, también, acerca
del tamaño, masa y densidad solares, por la posición de la estrella en el diagrama H-R,
y otros aspectos como presión, composición química, espesor, etc., gracias al soporte
de los modelos teóricos. Las coordenadas del Sol en el diagrama H-R son: magnitud +4.7 y
clase espectral G2.
Yendo
del interior del Sol a la superficie tenemos:
El
núcleo
Generalmente
en estado gaseoso y a gran presión; la temperatura supera los 10 millones de °C, la densidad es
superior a los 100g/cc y hay reacciones termonucleares de
fusión nuclear.
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Figura
43. Corte que muestra las diferentes regiones
del Sol, entre su núcleo y la corona exterior. En el núcleo se dan los procesos
termonucleares.
La
envoltura
Es la
región que envuelve al núcleo, la temperatura exterior es de 5500 °C (bajo la fotosfera),
aumentando hacia el interior; la composición química es constante. A través de la
envoltura y entre el núcleo y la fotosfera el calor se transfiere por radiación,
convección y conducción; los materiales están en continua mezcla, no sólo por la
convección, sino por el giro no rígido del astro que es más rápido en el interior que
en el exterior y en el ecuador que en los polos.
La
fotosfera
Es la
región visible del Sol cuya temperatura, de 5680 °C, se hace menor en
las manchas solares; ellas están sobre la zona de emergencia de las corrientes de
convección y parecen más frías por el efecto de freno de las corrientes magnéticas.
La
cromosfera
Región
de estructura espicular (en forma de agujas), que rodea la
fotosfera; la temperatura aumenta hacia el exterior. Muestra dos aspectos: las protuberancias,
que son masas gaseosas orientadas por el campo magnético solar a modo de erupciones, y
las fulguraciones constituidas por plasma solar, es decir, chorros invisibles de
gas ionizado, responsables de las auroras polares y las tormentas magnéticas sobre la
Tierra.
La
corona
Región
más externa que la cromosfera, donde la temperatura se eleva a un millón de °C. Se hace visible en
eclipses y provee el viento solar, que se extiende más allá de la Tierra; la forma de la
corona se modifica con el número de manchas solares.
El
viento solar
Constituido
por corrientes de gas más tenues que la corona, con velocidades de cientos de Km/seg; el viento solar se extiende más allá de la Tierra
modificando, por presión, la magnetopausa.
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