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.  

 

   

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.   

 

Figura 40. El diagrama H-R para estrellas con gran afinidad: de un cúmulo globular o cerrado y de un cúmulo galáctico o abierto. Fuente, Cien mil millones de Soles.


1.1 Clasificación Espectral de las estrellas

 

Clase espectral Temp celcius Indice de C  Color %abundancia Línea epectral dominante                                        

        O             50000  a 25000                - 0.4               azul              1                   Helio

        B             25000 a  11000                 - 0.3          azul   blanq      3               Helio Hidrogeno

Hidrógeno

        A             11000 a   8000                    0.0            blanco            2             Hidrógeno Calcio                                                                                                                           

 

        F               8000 a  6000                  + 0.3       amarillo blanq     10             Calcio Potacio

        G              6000  a 4000                   + 0.7            amarillo         16             Metales Calcio

        K y M        4000  a 2500      + 1.2 y +1.7       amarillo y  rojizo   37 y7  Metales Oxido de titanio

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  

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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:  

 

 

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.

 

  

                                

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.

 

 

 

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. Fuente: Diccionario Rioduero. Física del Espacio.

 

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.

 

 

  Figura 44. Magnetosfera terrestre presionada y deformada en la cara diurna, por el viento solar.

 

 

 

Gonzalo Duque Escobar. P. As.                                                          

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   CONTENIDO  PPRESENTACION   1 HistoriaAstronomía.  2 Coord- Astronómicas

3 Mecánica Planetaria.  4 Tiempo- Calendarios    5 El Sistema   Solar.  6 Sol Lunas Planetas.  7 Cosmografía.

8 Astrofísica.  9 Las Estrellas.   10 Las Galaxias.  11 El Universo.  12 Cosmogonía.     BIBLIOGRAFIA

Anexo Nº 1 ...de los planetas.  Anexo Nº 2...de las lunas  Anexo Nº 3 Glosario Estelar.   

 Anexo Nº 4 Objetos Notables  Anexo Nº 5 Cartas Celestes  

Anexo N 6  Historia de la Astro.  en Colombia

 

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