Evolución estelar

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El camino evolutivo de diferentes estrellas a lo largo del diagrama HR .

La evolución estelar es el conjunto de cambios que experimenta una estrella durante su existencia. Durante su vida, la estrella sufre variaciones muy pronunciadas de brillo , radio y temperatura del exterior y del núcleo . Sin embargo, dado que el ciclo de vida de una estrella se extiende durante mucho tiempo a escala humana (millones o miles de millones de años), es imposible que un humano siga paso a paso todo el ciclo de vida de una estrella. Para comprender cómo evolucionan las estrellas, generalmente observamos una población de estrellas que contiene estrellas en diferentes etapas de su vida y luego construimos un modelo matemático que nos permite reproducir las propiedades observadas.

Una herramienta que sigue siendo fundamental para los astrónomos de hoy, por ejemplo, para enmarcar inmediatamente el estado y la evolución de una estrella es el diagrama de Hertzsprung-Russell (llamado diagrama HR para abreviar). El diagrama muestra la temperatura y el brillo de la superficie (que varían con el radio en función de la edad, masa y composición química de la estrella) y nos permite saber en qué etapa de la vida se encuentra una estrella. Dependiendo de la masa, la edad y la composición química, los procesos físicos que tienen lugar en una estrella son diferentes, y estas diferencias llevan a estrellas con diferentes características a seguir diferentes caminos evolutivos en el diagrama HR.

Algunos astrónomos consideran que el término "evolución" inadecuado, y prefieren utilizar el ciclo de vida estelar plazo, ya que las estrellas no se someten a un proceso evolutivo similar al que de individuos de una especie, sino más bien un cambio en sus cantidades observables siguientes fases muy concretas. que dependen estrictamente de las características físicas de la propia estrella.

Formación

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: formación de estrellas .

El nacimiento de las estrellas se ha observado con la ayuda de grandes telescopios terrestres y sobre todo telescopios espaciales (especialmente Hubble y Spitzer ). Las modernas técnicas de observación del espacio en las distintas longitudes de onda del espectro electromagnético , especialmente en el ultravioleta y el infrarrojo , y la importante contribución de la radioastronomía , han permitido identificar los lugares de formación estelar.

Las estrellas se forman en el interior de nubes moleculares , regiones de gas de "alta" densidad [1] presente en el medio interestelar , constituidas fundamentalmente por hidrógeno, con una cantidad de helio del 23-28% y trazas de elementos más pesados. [2] Las estrellas más masivas que se forman en su interior las iluminan e ionizan con mucha fuerza, creando las denominadas regiones H II ; un ejemplo bien conocido de tales objetos es la Nebulosa de Orión . [3]

La formación de una estrella comienza cuando una nube molecular comienza a manifestar fenómenos de inestabilidad gravitacional, a menudo provocados por las ondas de choque de una supernova o la colisión entre dos galaxias . Tan pronto como se alcanza una densidad de materia que satisfaga los criterios de inestabilidad de Jeans (que ocurre cuando la presión interna del gas no es capaz de contrarrestar el colapso gravitacional que sufre naturalmente una nube rica en materia ), la región comienza colapsar por su propia gravedad.

Impresión artística de la protoestrella identificada en la nube oscura LDN 1014 .

El colapso gradual de la nube conduce a la formación de densos aglomerados de gas y polvo oscuro , conocidos como glóbulos de Bok , que llegan a contener una cantidad de materia igual a más de 50 masas solares (M ). Mientras que en el interior del glóbulo el colapso gravitacional provoca un aumento de la densidad del material, la energía potencial gravitacional se convierte en energía térmica , con el consiguiente aumento de temperatura : de esta forma se forma una protoestrella , rodeada de un disco que tiene la tarea de aumentar. su masa . [4] El período en el que la estrella está sujeta al colapso, hasta el desencadenamiento, en las partes centrales de la protoestrella, de las reacciones de fusión del hidrógeno en helio, es variable. Una estrella masiva en formación permanece en esta fase durante unos cientos de miles de años, [5] mientras que para una estrella de masa mediana-pequeña dura un período de unos 10 a 15 millones de años. [5]

Si tiene una masa inferior a 0,08 M , la protoestrella no alcanza la ignición de reacciones nucleares y se convierte en una enana marrón fría y poco brillante; [6] si tiene una masa de hasta ocho masas solares, forma una estrella pre-secuencia principal , a menudo rodeada por un disco protoplanetario ; si la masa es superior a 8 M , la estrella llega directamente a la secuencia principal sin pasar por esta fase. Las estrellas previas a la secuencia principal se dividen en dos categorías: las estrellas T Tauri (y FU Orionis ), que tienen una masa no mayor de dos masas solares, y las estrellas Ae / Be de Herbig , con masas de hasta ocho masas solares. Sin embargo, estas estrellas se caracterizan por una fuerte inestabilidad y variabilidad , ya que aún no se encuentran en una situación de equilibrio hidrostático . Un fenómeno típico de la fase T Tauri son los objetos Herbig-Haro , nebulosas de emisión características originadas por la colisión entre los flujos moleculares que salen de los polos estelares y el medio interestelar. [7]

El mecanismo de formación de estrellas masivas es enigmático. Las estrellas de clase B (≥9M ), cuando se desencadenan reacciones nucleares dentro de ellas, aún se encuentran en la mitad de la fase de acreción, que sería opuesta y ralentizada por la radiación producida por la estrella joven; sin embargo, al igual que con las estrellas menos masivas, parece que se forman discos asociados con chorros polares que permitirían que continúe la acreción. [5] Del mismo modo, en las estrellas de clase O (> 15M ), las reacciones tienen lugar durante la fase de acreción, que sin embargo continúa gracias a la formación de enormes estructuras toroidales , altamente inestables. [5]

Secuencia principal

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Secuencia principal .
El Sol (aquí resumido dall'Atmospheric Imaging Assembly of Solar Dynamics Observatory de la NASA ) es una estrella de secuencia principal.

Las estrellas pasan alrededor del 90% de su existencia en una fase de estabilidad durante la cual derriten el hidrógeno de su núcleo en helio a alta temperatura y presión; esta fase se llama secuencia principal . [8]

En esta fase, cada estrella genera un viento de partículas cargadas que provoca una fuga continua de materia al espacio (que para la mayoría de las estrellas es insignificante). El Sol, por ejemplo, pierde, en el viento solar , 10-14 masas solares de materia por año, [9] pero las estrellas más masivas pierden mucho más, hasta 10 −7-10 −5 masas solares por año. ' año; esta pérdida puede reflejarse sustancialmente en la evolución de la estrella. [10]

La duración de la fase de la secuencia principal depende en primer lugar de la cantidad de combustible nuclear disponible, luego de la velocidad a la que se funde; es decir, a partir de la masa y luminosidad iniciales de la estrella. [8] Se estima que la permanencia del Sol en la secuencia principal es de unos 10 10 años. Las estrellas más grandes consumen su " combustible " con bastante rapidez y tienen una vida útil mucho más corta (algunas decenas o cientos de millones de años); las estrellas más pequeñas, en cambio, queman el hidrógeno del núcleo muy lentamente y tienen una existencia mucho más larga (decenas o cientos de miles de millones de años). [8]

Además de la masa, un papel destacado en la evolución del cuerpo celeste lo juega su propia metalicidad , que influye en la duración de la secuencia principal, la intensidad del campo magnético [11] y el viento estelar. [12] Las estrellas más viejas de la población II tienen una metalicidad menor que las estrellas más jóvenes de la población I, ya que las nubes moleculares a partir de las cuales se formaron poseían una mayor cantidad de metales. [13]

Fase posterior a la secuencia principal

La secuencia principal termina tan pronto como el hidrógeno contenido en el núcleo de la estrella se ha convertido completamente en helio por fusión nuclear; la evolución posterior de la estrella sigue diferentes caminos dependiendo de la masa del objeto celeste. [14]

Estrellas con masas entre 0.08 y 8 M

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Rama horizontal , Rama gigante asintótica , Estrella subgigante , Estrella gigante , Gigante azul y Gigante rojo .
Diagrama que representa las dimensiones del Sol en la secuencia principal y en la fase de gigante roja.

Las estrellas con masas entre 0,08 y 0,4 masas solares, las enanas rojas , [15] se calientan a medida que el hidrógeno se consume en su interior, acelerando la velocidad de las reacciones nucleares y convirtiéndose brevemente en estrellas azules ; cuando todo el hidrógeno de las capas internas se ha convertido en helio , se contraen gradualmente, disminuyendo su brillo y evolucionando a enanas blancas que consisten principalmente en helio. Sin embargo, dado que la duración de la secuencia principal para dicha estrella se ha estimado en 80 mil millones - 1 mil millones de años [16] [17] [18] y la edad actual del universo es de alrededor de 13,7 mil millones de años. Años, [19] que parece lógico deducir que ninguna enana roja sin embargo, ha tenido tiempo de llegar al final de la secuencia principal. [20] [21]

Las estrellas cuya masa está entre 0,8 y 8 masas solares atraviesan una fase de notable inestabilidad al final de la secuencia principal: el núcleo (núcleo) sufre diferentes colapsos gravitacionales, aumentando su temperatura, mientras que las capas exteriores, en reacción debido a la vasta los excedentes de energía que reciben del núcleo contraído [22] se expanden y enfrían, adquiriendo así un color que gradualmente es cada vez más rojizo. [16] En algún momento, la energía liberada por el colapso gravitacional permite que la capa de hidrógeno que rodea inmediatamente al núcleo alcance la temperatura de ignición de la fusión nuclear. En este punto, la estrella, después de pasar por la fase altamente inestable de subgigante , se transforma en una gigante roja fría pero brillante con un núcleo inerte de helio y una capa en la que continúa la fusión de hidrógeno y permanece en esta fase alrededor de mil millones. años. [14] [23] [24]

Una imagen de la gigante roja AGB Mira vista en ultravioleta desde el Telescopio Espacial Hubble ( NASA - ESA )

Si la estrella tiene suficiente masa (~ 1 M ), una serie compleja de contracciones gravitacionales y colapsos provoca un aumento brusco de la temperatura nuclear hasta más de 100 millones de kelvin, que marca la ignición violenta ( destello ) de la fusión de helio en carbono y oxígeno a través del proceso de tres alfa , mientras que en la capa inmediatamente superior continúa el proceso de fusión del hidrógeno residual en helio. [14] [24] La estrella, llegando a esta etapa evolutiva, alcanza un nuevo equilibrio y se contrae levemente pasando de la rama de las gigantes rojas a la rama horizontal del diagrama HR. [24]

Tan pronto como el helio se ha agotado por completo dentro del núcleo, la capa adyacente, que previamente fundió el hidrógeno en helio, comienza a fundir este último en carbono, mientras que por encima de ella, otra capa continúa derritiendo parte del hidrógeno restante en helio; la estrella entra así en la rama asintótica de los gigantes (AGB, acrónimo de Asymptotic Giant Branch ). [25]

Las capas más externas de una estrella gigante roja o AGB pueden extenderse varios cientos de veces el diámetro del Sol, alcanzando radios del orden de 108 km (algunas unidades astronómicas), [25] como en el caso de Mira (ο Ceti ) , una rama gigante asintótica con un radio de 5 × 10 8 km (3 UA). [26]

Si la estrella tiene una masa suficiente (no superior a 8-9 M [24] ), con el tiempo también es posible desencadenar la fusión de una parte del carbono en oxígeno, neón y magnesio . [16] [24] [27]

Si la velocidad de las reacciones nucleares disminuye, la estrella compensa este déficit energético reduciendo su tamaño y calentando su superficie; en este punto, la estrella pasa por una fase evolutivamente paralela a la de la gigante roja, pero caracterizada por una temperatura de superficie decididamente más alta , que toma el nombre de fase de gigante azul . [23]

Estrellas con masas superiores a 8 M

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Star Bright Giant , Star hipergigante , Stella supergigante , Estrella Wolf-Rayet , Supergigante azul , Supergigante amarillo y rojo supergigante .

Cuando finaliza el proceso de fusión del hidrógeno en helio y comienza la conversión de este último en carbono, las estrellas masivas (con masa superior a 8 M ) se expanden alcanzando la etapa de supergigante roja .

En cuanto se agota la fusión del helio, los procesos nucleares no se detienen pero, gracias a una serie de colapsos posteriores del núcleo y aumentos de temperatura y presión, continúan con la síntesis de otros elementos más pesados: oxígeno , neón , silicio. y azufre .

En estas estrellas, justo antes de su final, la nucleosíntesis de varios elementos puede tener lugar simultáneamente dentro de un núcleo que parece estratificado; esta estructura es comparada por muchos astrofísicos a las capas concéntricas de una cebolla . [28] En cada capa tiene lugar la fusión de un elemento diferente: el más externo derrite hidrógeno en helio, el que está inmediatamente debajo derrite helio en carbono y así sucesivamente, a temperaturas y presiones cada vez mayores a medida que avanza hacia el centro. El colapso de cada capa se evita sustancialmente por el calor y la presión de radiación de la capa subyacente, donde las reacciones proceden a una velocidad más intensa. El producto final de la nucleosíntesis es el níquel-56 ( 56 Ni), resultado de la fusión del silicio, que se completa en pocos días. [20] [29] [30]

Diagrama de las "capas de cebolla" de una estrella masiva en las últimas etapas de su vida. (No en escala)

El níquel-56 se descompone rápidamente en hierro-56 ( 56 Fe). [31] Dado que los núcleos de hierro poseen una energía de enlace claramente superior a la de cualquier otro elemento, su fusión, en lugar de ser un proceso exotérmico (que produce y emite energía), es fuertemente endotérmica (es decir, requiere y consume energía ). [20]

La supergigante roja también puede pasar por una etapa alternativa, que se llama supergigante azul . Durante esta fase, la fusión nuclear ocurre más lentamente; debido a esta desaceleración, la estrella se contrae y, dado que se emite una gran cantidad de energía desde una superficie fotosférica más pequeña, la temperatura de la superficie aumenta, de ahí el color azul; sin embargo, antes de llegar a esta etapa, la estrella pasa por la fase supergigante amarilla , caracterizada por una temperatura y tamaño intermedios con respecto a las dos fases. Una supergigante roja puede, en cualquier momento, siempre que ralentice las reacciones nucleares, transformarse en una supergigante azul. [28]

En las estrellas más masivas, ahora en fase evolutiva avanzada, se deposita un gran núcleo de hierro inerte en el centro de la estrella; en estos objetos los elementos más pesados, empujados por movimientos convectivos , pueden emerger en la superficie, formando objetos altamente evolucionados conocidos como estrellas Wolf-Rayet , caracterizados por fuertes vientos estelares que provocan una pérdida constante de masa. [32]

Etapas finales de la evolución estelar

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Estrella degenerada .

Cuando una estrella está cerca del final de su existencia, la presión de radiación del núcleo ya no puede contrarrestar la gravedad de las capas externas de la estrella. En consecuencia, el núcleo sufre un colapso , mientras que las capas más externas son expulsadas de una manera más o menos violenta; lo que queda es un objeto extremadamente denso: una estrella compacta , formada por materia en un estado muy degenerado . [33]

Estrellas con masas entre 0.08 y 8-10 M

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: White Dwarf y Planetary Nebula .
La formación de una nebulosa planetaria (en la animación, la Nebulosa Helix ) a partir de una estrella AGB.

Como resultado de los progresivos colapsos y calentamientos que se sucedieron durante las fases descritas anteriormente, el núcleo de la estrella asume una configuración degenerada : [34] de esta manera se forma la enana blanca, un objeto de dimensiones bastante pequeñas (aproximadamente comparable a los de la Tierra) con una masa menor o igual al límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares). [34]

Algunas enanas blancas fotografiadas por HST en el cúmulo globular NGC 6397 .

Cuando en el núcleo cesa por completo la fusión del combustible nuclear, la estrella puede seguir dos caminos diferentes dependiendo de la masa. Si tiene una masa entre 0,08 y 0,5 masas solares, la estrella moribunda da lugar a una enana blanca de helio sin fase intermedia, expulsando las capas exteriores en forma de viento estelar . [16] [34] Si, por el contrario, su masa está entre 0,5 y 8 masas solares, se generan violentas pulsaciones térmicas dentro de la estrella que provocan la expulsión de sus capas más externas en una especie de "superviento" " [35] que absorbe la radiación ultravioleta emitida como resultado de la alta temperatura de las capas internas de la estrella. Esta radiación se vuelve a emite en forma de luz visible de la carcasa del gas, que van a constituir una nebulosidad en expansión, la nebulosa protoplanetaria antes y planetaria entonces, el centro de la cual es el denominado núcleo de la nebulosa planetaria (PNN, English Planetary Nebula Nucleus ), que luego se convertirá en la enana blanca. [36]

Una enana blanca recién formada tiene una temperatura muy alta, igual a aproximadamente 100-200 millones de K, [34] que disminuye en función de los intercambios térmicos con el espacio circundante, hasta que el objeto alcanza la última etapa de enana negra . [37] Sin embargo, este es un modelo teórico, ya que aún no se ha observado ninguna enana negra; por lo tanto, los astrónomos creen que el tiempo esperado para que una enana blanca se enfríe por completo es mucho mayor que la edad actual del Universo. [34]

Estrellas masivas (> 10 M )

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Stellar Black Hole , Neutron Star y Supernova .
Animación de una explosión de supernova. ( ESO )

En estrellas con masas superiores a 8 masas solares, la fusión nuclear continúa hasta que el núcleo alcanza una masa mayor que el límite de Chandrasekhar . Más allá de este último, el núcleo ya no puede tolerar su propia masa y sufre un colapso repentino e irreversible. Los electrones chocan con los protones dando lugar a neutrones y neutrinos junto con un fuerte fenómeno de desintegración beta y captura de electrones . La onda de choque generada por este colapso repentino hace que la estrella explote en una supernova muy brillante de tipo II o tipo Ib o Ic , si fuera una estrella particularmente masiva.

Las supernovas tienen tal brillo que superan, aunque sea por un corto tiempo, el brillo general de toda la galaxia que las aloja. Las supernovas que explotaron en épocas históricas en la Vía Láctea fueron observadas a simple vista por los hombres, quienes erróneamente creyeron que eran "nuevas estrellas" (de ahí el término nova , inicialmente utilizado para designarlas) que aparecían en regiones del cielo donde antes no parecían existir. [38]

La Nebulosa del Cangrejo , el remanente de la supernova SN 1054, explotó el 4 de julio de 1054 en la constelación de Tauro . (HST)

La energía liberada en la explosión es tan alta que permite la fusión de los productos de la nucleosíntesis estelar en elementos aún más pesados, como oro , magnesio, etc.; este fenómeno se llama nucleosíntesis de supernova . [38] La explosión de la supernova esparce la mayor parte de la materia que formaba la estrella al espacio; esta materia forma el llamado remanente de supernova , [38] mientras que el núcleo residual sobrevive en un estado altamente degenerado. Si la masa del residuo está entre 1,4 y 3,8 masas solares, se colapsa en una estrella de neutrones (que a veces se manifiesta como un púlsar ), que es estable porque el colapso gravitacional, que sufriría naturalmente, se contrarresta por la presión. del neutronio , la materia degenerada particular de la que están hechos estos objetos. Estos objetos tienen una densidad muy alta (alrededor de 10 17 kg / m 3 ) y están formados por neutrones, con un cierto porcentaje de materia exótica , principalmente materia de quarks , probablemente presente en su núcleo.

En el caso de que la estrella original sea tan masiva que el núcleo residual mantenga una masa superior a 3.8 masas solares ( límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ), [39] ninguna fuerza es capaz de contrarrestar el colapso gravitacional y el núcleo colapsa hasta que alcanza dimensiones más pequeñas que el radio de Schwarzschild : así nace un agujero negro estelar . [40] La materia que constituye el agujero negro se encuentra en un estado particular, altamente degenerado, que los físicos aún no han logrado explicar. [40]

Las capas externas de la estrella expulsada a la supernova contienen una gran cantidad de elementos pesados ​​que pueden reutilizarse en los procesos de formación de nuevas estrellas; estos elementos también pueden permitir la formación de sistemas extrasolares , que posiblemente también contengan planetas rocosos . Las explosiones de supernovas y los vientos de estrellas masivas juegan un papel importante en la configuración de las estructuras del medio interestelar . [38]

Tabla de resumen

Masa original
(en M )
Brillo en el SP
(en L )
Duración del SP
(× 10 9 años)
Producto final de la fusión Fenómeno terminal Expulsado en masa
(en M )
Naturaleza del residuo Masa del residuo
(en M )
Densidad del residuo
(× 10 3 kg m −3 )
Radio del residuo
(en m )
Accel. de gravedad
(en ms −2 )
30 10,000 0,006 planchar supernova tipo Ib 24 calabozo 6 3 × 10 15 6192.21 5,19 × 10 12
10 1.000 0,01 silicio supernova tipo II 8.5 estrella de
neutrones
1,5 5 × 10 14 17861.44 2,5 × 10 12
3 100 0,30 oxígeno nebulosa
planetario
2.2 enano blanco 0,8 2 × 10 7 2,67 × 10 6 1,49 × 10 7
1 1 10 carbón nebulosa
planetario
0,3 enano blanco 0,7 10 7 3,22 × 10 6 8,99 × 10 6
0,3 0,004 800 helio viento estelar 0,01 enano blanco 0,3 10 6 5,22 × 10 6 1,46 × 10 6

Nota

  1. ^ La densidad de una nube molecular es igual (si no menor) a la de una habitación en la que se ha creado un vacío por medio de una bomba .
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  13. ^ Con el tiempo, las nubes moleculares a partir de las cuales se forman las estrellas se enriquecen cada vez más con los elementos pesados ​​producidos, mediante el proceso de nucleosíntesis , por las estrellas más viejas. Estos, habiendo alcanzado las últimas etapas de su evolución, explotan como supernovas o liberan las capas más externas en forma de nebulosas planetarias, esparciendo estos elementos en el espacio .
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