Evolucion Estelar

EVOLUCION 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. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kel-vin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial.

Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y condensación de inmensas nubes molecula-res de gran densidad, tamaño y masa total.

Una nube molecular es una región extensa en el interior de una galaxia en la que la densidad de materia es suficientemente alta, y la temperatura suficientemente baja, para que exista hidrógeno molecular (H2). Por su carencia de dipolo eléctrico, el H2 frío no es observable directamente, pero otras moléculas que existen en las nubes moleculares sí lo son. La más abundante después del H2 es el monóxido de carbono (CO), que es fácilmente observable en ondas milimétricas. Cientos de otras moléculas han sido observadas en nubes moleculares. Las nubes moleculares son especialmente importantes en formación estelar. El nacimiento de las estrellas ocurre cuando regiones de una nube molecular sufren una inestabilidad gravitacional que les lleva a contraerse. Generalmente las nubes moleculares son tan extensas y masivas que se fragmentan hasta formar un elevado número de protoestrellas.

Se denomina protoestrella al periodo de evolución de una estrella desde que es una nube molecu-lar formada de hidrógeno, helio y partículas de polvo que empiezan a contraerse hasta que la estrella alcan-za la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las protoestrellas de masa similar a la del Sol tardan típicamente 100 millones de años en evolucionar desde nube molecular a estrella en la secuencia principal mientras que una protoestrella de unas 15 masas solares evoluciona mucho más rápidamente debido al mayor campo gravitatorio que genera, tardando del orden de 100.000 años en alcanzar la secuencia principal.

Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Aquí la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio, y una envoltura 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 períodos de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más masivas 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 éste 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 durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de quemar el hidrógeno del núcleo, las cadenas PP o cadenas protón-protón y el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

Las cadenas protón-protón se llaman así porque son el conjunto de reacciones que parten de la fusión de un ion de hidrógeno con otro igual, o lo que es lo mismo, de un protón con otro protón. 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 reacciones usa el carbono-12 como catalizador nuclear. El ciclo CNO es mu-cho más sensible (dependiente) a 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; esto ocurre en estrellas más masivas que tienen aproximadamente 1,5 masas solares.

La evolución posterior a la secuencia principal: La vejez de las estrella.

Cuando el hidrógeno desaparece en el centro de la estrella, la estrella comienza su vejez. A partir de este momento, su evolución será muy distinta en función de su masa.

Estrellas de masa baja e intermedia (M < 9 MSol)

Fase de subgigante (SubG).

Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una cáscara alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, por lo que se mueve hacia la derecha en el diagrama Hertzsprung-Russell sin variar mucho su luminosidad. Esta fase es la de subgigante y es un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja.

Fase de gigante roja (GR)

Al evolucionar una subgigante hacia la derecha (temperaturas más bajas) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, en un momento dado la atmósfera de la estrella alcanza

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