La evolución estelar

Gigantes rojas, enanas amarillas, enanas blancas, enanas marrones, estrellas de neutrones, agujeros negros, supernovas, secuencia principal… Seguro que has oído todos estos términos, pero… ¿sabes cuál es la evolución de las estrellas y las diferentes etapas de su vida? Vamos a ponerlas en orden.

Las protoestrellas y las enanas marrones

Recreación artística de una enana marrón. Crédito: NASA/JPL-Caltech

Recreación artística de una enana marrón.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

El primer paso de la evolución estelar es, obviamente, la formación de estrellas. Es lo que denominamos una protoestrella. Aunque su nombre pueda indicar que se podría parecer a algo como nuestro Sol, pero en pequeñito, lo cierto es que en realidad es el nombre que le damos a la masa de gas que se forma por la contracción del material de una nube molecular gigante (las nubes moleculares son uno de los tipos de nubes interestelares, son las únicas que pueden producir estrellas, y tienen masas de varios millones de veces la masa de nuestro Sol). ¿Durante cuánto tiempo puede estar absorbiendo material una protoestrella? Depende de su tamaño final, pero para una como la nuestra, alrededor de 10 millones de años.

Pero claro, ¿qué sucede si la masa acumulada al final es muy pequeña? (que la nube tenga, por ejemplo, 6 millones de masas solares no quiere decir que todo ese material vaya a una única estrella, al contrario, se forman miles y miles). Si el objeto no llega a tener una masa de 0,08 (es decir, 0,08 veces la masa del Sol), no puede alcanzar una temperatura lo suficientemente alta como para producir una fusión nuclear de hidrógeno. Se convierten en el primer objeto del que seguro has oído hablar alguna vez: una enana marrón (una estrella lo suficientemente grande como para realizar fusión de deuterio en algún momento de su vida). Si tienen una masa inferior a 13 veces la masa de Júpiter, entonces tampoco tienen el tamaño suficiente como para fusionar deuterio. En cualquier caso, con fusión o no, brillan muy tenuemente y se enfrían en unos pocos cientos de millones de años.

En el caso de las protoestrellas con una masa más grande, su temperatura termina llegando, tarde o temprano, a 10 millones de grados kelvin, permitiendo que se fusione el hidrógeno, primero a deuterio, y posteriormente a helio. El inicio de esa fusión nuclear permite que la estrella alcance un equilibrio hidrostático, de tal modo que la energía expulsada equilibra el peso de la estrella y detiene el colapso gravitacional que dio lugar a la protoestrella.

La secuencia principal

Esta región de la Gran Nube de Magallanes es una zona de formación de estrellas. Crédito: European Space Agency (ESA/Hubble)

Esta región de la Gran Nube de Magallanes es una zona de formación de estrellas.
Crédito: European Space Agency (ESA/Hubble)

Una vez comienza este proceso, la estrella evoluciona rápidamente a un estado mucho más estable, y pasa a su fase “joven” (por decirlo de algún modo). Ahí comienza la secuencia principal de su evolución (en la que se encuentra, por ejemplo, el Sol). Pero secuencia principal en realidad sólo hace referencia a que la estrella está en la fase de consumir el combustible que ha adquirido. Es decir, es el nombre de una de las fases de la evolución estelar, pero por sí sola no nos dice mucho. Para poder entenderla mejor, necesitamos saber en qué lugar de la clasificación espectral se encuentra. Por ejemplo, una estrella pequeña, relativamente fría, será una enana roja que fusionará el hidrógeno de una manera mucho más lenta y permanecerá en su fase principal durante cientos de miles de millones de años, o incluso billones de años, mientras que una estrella mucho más masiva (como las de tipo O) saldrá de su fase principal en unos pocos millones de años.

Eventualmente, todo ese material terminará consumiéndose, y la estrella abandonará su fase principal. Todas las estrellas pasan por esta fase, pero su siguiente etapa depende, y mucho, de cuál era su masa inicial.

La etapa madura

Cuando la estrella se queda sin ese hidrógeno que acumuló durante su formación, deja de tener combustible que quemar en su núcleo y abandona la secuencia principal. Aquí los caminos de cada estrella son diferentes dependiendo de su masa inicial.

Las estrellas pequeñas (menos de 0,5 masas solares)

Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sistema Solar, es una enana roja de clase M. Crédito: ESA/Hubble & NASA

Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sistema Solar, es una enana roja de clase M.
Crédito: ESA/Hubble & NASA

En el caso de las estrellas más pequeñas (las que tienen menos de la mitad de la masa del Sol), directamente podemos decir que no tenemos ni idea de qué pasa cuando dejan de fusionar hidrógeno. ¿Por qué? Porque es un proceso tan sumamente lento, que el universo no es lo suficientemente viejo como para haber llegado a ese punto. Para que nos entendamos, hay estudios de enanas rojas (con una masa de sólo la décima parte del Sol) que indican que puede que su fase principal dure de 6 a 12 billones de años (sí, con B de burrada). La teoría dice que, en el caso de estas estrellas tan pequeñas, cuando lleguen al final de su secuencia principal, tardarán cientos de miles de millones de años en pasar a convertirse en enanas blancas (hablaré de ese tipo de estrellas más adelante).

Si son un poco más grandes, pero por debajo de esa media masa solar, entonces quizá si pasen por la fase de gigante roja, pero sin llegar a tener suficiente temperatura como para fusionar helio (al llegar al final de esa fase expulsarán sus capas externas). En cualquier caso, podemos decir que las estrellas pequeñas no pasarán por la fase de gigante roja, si no que se convertirán en enanas blancas.

Las estrellas medianas (entre 0,5 y 8 masas solares)

En el caso de las estrellas que sí tienen esa media masa solar (o hasta 8 masas solares), cuando termina su fase principal pasan a la fase de gigante roja.  Aquí las cosas se complican un poquito más, porque algunas estrellas (según su masa) son gigantes rojas durante dos períodos diferentes en esta fase de su evolución.

La fase de gigante roja

betelgeuse

Betelgeuse es una estrella supergigante roja.

Primero cualquier estrella (que tenga masa suficiente) se convierte en una gigante roja, que tiene un núcleo inerte rodeado de capas de hidrógeno. El núcleo ya no tiene ningún tipo de fusión, y comienza a colapsar sobre sí mismo porque la presión interna ya no es suficiente para contrarrestar el efecto de la gravedad. En ese colapso gravitacional se libera energía, y esa energía calienta las capas de hidrógeno que rodean al núcleo, permitiendo que la fusión de hidrógeno siga en torno al núcleo (pero esta fusión sucede a una velocidad mucho más rápida que cuando estaba en su secuencia principal).

Esas capas se expanden enormemente, y da comienzo la etapa de gigante roja. Mientras continua esa expansión, la energía producida en ese cascarón que rodea al núcleo se dispersa sobre una superficie mucho más grande que la que tenía la estrella originalmente, provocando que la temperatura sea más baja, y que el color visible de la roja vaya hacia el rojo (en realidad, normalmente, el color es naranja).

vy-canis-majoris

VY Canis Majoris es una estrella hipergigante roja.

La fase de gigante roja termina con el colapso completo del núcleo, pero cómo evoluciona a partir de ahí depende, de nuevo, de la masa de la estrella. Para una estrella como el Sol o aquellas con menos de dos masas solares, lo que sucede es que el núcleo se vuelve lo suficientemente denso como para que la presión de degeneración de los electrones detenga el colapso. Cuando el núcleo está degenerado, continúa calentándose hasta que alcanza una temperatura suficiente para comenzar a fusionar helio en carbono. Cuando el núcleo llega a esa temperatura, todo el núcleo a la vez fusiona helio en algo que los científicos llaman “flash de helio” (es un proceso que puede tardar apenas meses). En estrellas con una masa superior a dos masas solares, el núcleo llega a la temperatura de fusión del helio antes de que sea lo suficientemente denso para degenerarse, y la fusión de helio es mucho más suave.

Cuando comienza la fusión de helio del núcleo, la estrella se contrae y deja de considerarse una gigante roja, en ese momento, entra en la fase de rama horizontal (se llama así, por extraño que pueda parecer, porque todas estas estrellas están en una línea prácticamente horizontal en el diagrama H-R del que hablé aquí) y se pueden convertir en estrellas variables (que en cierto modo son una especie de segunda juventud). En cualquier caso, estas estrellas, tras esa fase de rama horizontal, también se enfriarán progresivamente hasta convertirse en enanas blancas.

La fase de rama asintótica gigante

En las estrellas que son lo suficientemente masivas como para comenzar a fusionar helio, se repite el proceso que sucedió durante su fase de gigante roja. La fusión de helio provoca que se cree un núcleo de carbono y oxígeno. Una estrella por debajo de 8 masas solares no llegará a provocar fusión en ese núcleo. En su lugar, al final de esta segunda fase, la estrella expulsa sus capas exteriores, formando una nebulosa planetaria con el núcleo de la estrella completamente expuesto, y que se convertirá, en última instancia, en una enana blanca (aunque es posible en algunas estrellas, que durante la fase de la nebulosa planetaria sea una estrella variable durante un periodo breve de tiempo antes de enfríarse hacia una enana blanca).

Tanto la fase de rama horizontal como la de asintótica gigante duran muy poco en comparación con la de gigante roja, con una duración decenas de veces más breve.

Las estrellas masivas (más de 8 masas solares)

La estrella Fomalhaut. Crédito: Davide de Martin

La estrella Fomalhaut.
Crédito: Davide de Martin

En el caso de las estrellas masivas, cuando llegan al final de su secuencia principal, el núcleo es lo suficientemente grande como para comenzar la fusión de helio al tiempo que comienza la fusión de hidrógeno en las capas que rodean al núcleo. Por este motivo, cuando estas estrellas se expanden, no aumentan su brillo tanto como las que tienen menos masa, pero como eran mucho más brillantes que esas estrellas durante su secuencia principal, siguen siendo más luminosas que las gigantes rojas formadas de estrellas más pequeñas. Este tipo de estrellas no suelen sobrevivir como supergigantes rojas. En su lugar, explotan como supernovas

Las estrellas muy masivas (por encima de 40 masas solares), que son muy luminosas y tienen vientos solares extremadamente rápidas, pierden masa tan rápido que suelen perder las capas que rodean al núcleo mucho antes de que se puedan convertir en supergigantes rojas y conservan las altísimas temperaturas que tenían durante su fase principal (y su color azul/blanco) de la fase principal.

En todas las estrellas masivas, la presión de la degeneración de electrones es insuficiente para evitar que colapse sobre sí misma, así que lo que sucede es una cadena de fusiones de elementos cada vez más pesados (deteniendo ese colapso), formando una estrella que, literalmente, está compuesta de capas de diferentes elementos, como si fuesen capas de una cebolla, con el hidrógeno en la capa más exterior, y encontrando elementos más y más pesados a medida que vamos hacia el centro.

Las diferentes capas en las que se van acumulando los elementos en las estrellas más masivas. de fuera a dentro: Hidrógeno, Helio, Carbono, Neón, Oxígeno, Silicio y Hierro. Crédito: R. J. Hall

Las diferentes capas en las que se van acumulando los elementos en las estrellas más masivas. de fuera a dentro: Hidrógeno, Helio, Carbono, Neón, Oxígeno, Silicio y Hierro.
Crédito: R. J. Hall

Si el núcleo de la estrella tiene menos de 1,5 masas solares (sólo el núcleo de la estrella), es posible que al terminar esta fase, se convierta en una enana blanca con una nebulosa planetaria. La diferencia con las enanas blancas procedentes de estrellas más pequeñas es que, mientras esas están compuestas de helio, éstas se componen, principalmente, de oxígeno, neón y magnesio.

Si el núcleo es mayor (2,5 masas solares), entonces el núcleo alcanzará suficiente temperatura como para provocar que el neón se rompa parcialmente, creando oxígeno y helio. Ese helio se fusiona inmediatamente con el neón restante para formar magnesio. El oxígeno se fusiona para formar azufre, silicio y cantidades pequeñas de otros elementos. Este proceso termina provocando que la temperatura sea lo suficientemente alta como para que cualquier núcleo pueda ser roto parcialmente, liberando una partícula que se fusiona inmediatamente con otro núcleo, y así sucesivamente hasta que el núcleo de la estrella colapse como supernova.

Si el núcleo se encuentra a medio camino (demasiado grande para dar lugar a una enana grande, pero demasiado pequeña para poder mantener la fusión continuada de oxígeno y magnesio) también terminará colapsando, pero sin llegar a fusionar elementos más pesados. De nuevo, produciendo una supernova.

Tras la explosión en forma de supernova, en lugar de la antigua estrella quedará una de dos cosas: o una estrella de neutrones, o un agujero negro.

Los restos estelares

Imagen de una protoestrella. Crédito: NASA/CXC/SAO

Imagen de una protoestrella.
Crédito: NASA/CXC/SAO

A lo largo del artículo hemos hablado de qué sucede con las estrellas una vez terminan su fase de gigante roja. Hay tres posibilidades: para las estrellas masivas, o se convierten en agujeros negros, o en estrellas de neutrones. Las dos son suficientemente populares como para no cubrirlas aquí (entre otras cosas porque el artículo ya es bastante extenso), y son lo suficientemente complejos como para poder ser tratados en sus propios artículos (de hecho, si quieres leer sobre uno de los tipos de estrellas de neutrones, puedes leer sobre los púlsares, aquí).

La tercera posibilidad es la de la enana blanca que he mencionado anteriormente. Las enanas blancas ya no tienen combustible para quemar. Para una estrella como la nuestra, la enana blanca termina teniendo una masa de 0,6 masas solares, pero comprimida en un tamaño similar al de un planeta como la Tierra. Las enanas blancas no tienen ningún tipo de fusión, en su lugar, radian todo el calor, que todavía conservan, al espacio durante miles de millones de años.

Después de la fase de enana blanca, la teoría dice que es posible que las enanas blancas se conviertan en enanas negras. Es una mera hipótesis, porque el universo no es lo suficientemente viejo como para que existan estrellas así. Pero de haberla, sería, simplemente, la masa fría que quedaría una vez la estrella ha perdido todo su calor.

Una versión resumida

En esta imagen puedes ver la fase evolutiva de las estrellas según su masa. Crédito: NASA/CXC/SAO

En esta imagen puedes ver la fase evolutiva de las estrellas según su masa.
Crédito: NASA/CXC/SAO

Como seguramente tengas la cabeza hecha un lío. El diagrama de evolución de las estrellas viene a ser algo así (de mayor a menor masa, y no todos los pasos tienen por qué cumplirse, como ya hemos comentado).

Estrellas muy masivas: Protoestrella – Secuencia principal – Supergigante roja – Supernova – Agujero negro

Estrellas masivas: Protoestrella – Secuencia principal – Supergigante roja – Supernova – Estrella de neutrones

Estrellas medianas: Protoestrella – Secuencia principal – Gigante roja – Rama asintótica ó Rama horizontal – Enana blanca

Estrellas pequeñas: Protoestrella – Secuencia principal – Enana blanca

Objetos subestelares: Protoestrella – Enana marrón

Si te pica la curiosidad, aquí puedes leer cuáles son algunas de las estrellas más conocidas, así como las más grandes.

Referencias: Wikipedia

Alex Riveiro

Amante de la astronomía. Hablo de todo lo relacionado con el universo y sus conceptos de una manera amena y sencilla. Desde los púlsares hasta la historia de la astronomía en Al-Andalus.

Quizá también te interese...

22 Responses

  1. Aborash dice:

    Muy útil el diagrama final. ¿El azul del diagrama se refiere a la secuencia principal?

  1. 20 julio, 2015

    […] su propia masa y colapsaría por la gravedad (en un proceso similar al que provoca que una estrella colapse sobre sí misma al final de su […]

  2. 13 agosto, 2015

    […] de una evolución estelar fallida. Cuando una nube de gas colapsa sobre sí misma, se crea una protoestrella. El embrión de una estrella propiamente dicha (por explicarlo de alguna manera). En muchas […]

  3. 23 octubre, 2015

    […] enana blanca al resto estelar que queda tras la muerte de una estrella que no es lo suficientemente masiva como […]

  4. 26 octubre, 2015

    […] estrella de 11.200 millones de años (más del doble de edad que el Sol) que todavía está en su secuencia principal (es una estrella de tipo espectral K, así que puede estar todavía en esa fase entre 4.000 y […]

  5. 12 noviembre, 2015

    […] viejas estrellas crearon elementos más pesados que el helio en su interior, como parte de su evolución estelar, Al final de sus vidas, esos metales acumulados en el núcleo de la estrella moribunda fueron […]

  6. 19 noviembre, 2015

    […] Es uno de los posibles resultados que puede darse cuando una estrella llega al final de su secuencia principal y su núcleo colapsa. Qué pasa en este punto depende de la masa que tuviese el núcleo de la […]

  7. 21 diciembre, 2015

    […] estrellas como el Sol van aumentando su brillo, gradualmente, a lo largo de su etapa en secuencia principal. Ese brillo conlleva un aumento de la energía que emite, y por tanto, de la temperatura en la […]

  8. 11 enero, 2016

    […] y bebiendo, el oxígeno que se formó en el interior de estrellas supermasivas que, al final de su secuencia principal, explotaron y esparcieron sus elementos a lo largo y ancho del universo… Y lo sabemos gracias […]

  9. 31 enero, 2016

    […] de los cúmulos que conocemos, la mayor parte de las estrellas están en la misma fase de su evolución estelar, lo que indica que se tuvieron que formar al mismo […]

  10. 9 marzo, 2016

    […] violentas como las supernovas (de hecho, se dan en enanas blancas, estrellas que antes de terminar su fase principal no eran lo suficientemente masivas como para haber explotado en forma de […]

  11. 17 mayo, 2016

    […] como el carbono, oxígeno y demás, se producen en el interior de las estrellas a lo largo de su evolución y son dispersados a través del espacio interestelar por las supernovas. Bajo el críptico […]

  12. 14 julio, 2016

    […] planetas se forman a partir de un disco de material que da vueltas alrededor de una estrella recién formada. Cerca de ella, el disco es tan caliente que sólo la roca y el hierro es capaz de condensarse, y […]

  13. 14 septiembre, 2016

    […] Ahora, el astro está enfriándose de nuevo, después de haber regresado a una fase anterior de la evolución estelar. Es el primer renacimiento estelar en el que se han podido observar tanto la fase de calentamiento […]

  14. 11 octubre, 2016

    […] encontramos algo así. El sistema, conocido como IRS 43, es un sistema binario. Es decir, con dos protoestrellas que giran una alrededor de la otra, a unos 400 años-luz de distancia de la Tierra. Es un sistema […]

  15. 27 diciembre, 2016

    […] cambios muy dramáticos en su luminosidad (ya sea porque haya material alrededor de la estrella recién formada o bien porque explote en forma de supernova), pero la estrella de Tabby es una estrella de tipo F, […]

  16. 9 enero, 2017

    […] antes de que exploten. Ver estas colisiones nos podría permitir descubrir más cosas sobre la evolución de las estrellas y de las nebulosas, así como la manera en que el espacio recibe los elementos que creemos […]

  17. 10 mayo, 2017

    […] en su interior una estrella de carbono. Estas estrellas son, en cierto modo, similares a las gigantes rojas. Es decir, ambas aparecen después de la secuencia principal de una estrella, pero la diferencia es […]

  18. 3 junio, 2017

    […] el centro del Sistema Solar se encuentra el Sol. Es una estrella en su fase de secuencia principal, de tipo G2, que está rodeada por cuatro planetas terrestres. Los llamamos planetas interiores y […]

  19. 6 junio, 2017

    […] principal, comenzará a expandirse. KELT-9 se convertirá, en unos mil millones de años, en una gigante roja. Así que de una manera u otra, KELT-9b está en una situación bastante complicada. Si no se […]

  20. 24 agosto, 2017

    […] las estrellas más grandes (y brillantes) que podemos observar en la Vía Láctea. Además, es una supergigante roja; es decir, está llegando al final de su vida. En los próximos miles de años, poco tiempo en […]

  21. 5 septiembre, 2017

    […] el Sol aumente su temperatura  (dentro de unos 6.000 millones de años) y se convierta en una gigante roja, es posible que la temperatura de Titán pueda aumentar lo suficiente para que existan océanos […]

¡Comenta este artículo!

A %d blogueros les gusta esto: