Evolución de las Estrellas
Evolución de las Estrellas. Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. El material se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
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 Kelvin 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 y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.
Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases, conforme a su masa inicial:
Rango de masas | | Fases evolutivas | | Destino final |
Masa baja: | | | M | {\displaystyle \lesssim } | 0,5 MSol | PSP | {\displaystyle \rightarrow } | SP | {\displaystyle \rightarrow } | SubG | {\displaystyle \rightarrow } | GR | {\displaystyle \rightarrow } | | | | | EB |
Masa intermedia: | 0,5 MSol | {\displaystyle \lesssim } | M | {\displaystyle \lesssim } | 9 MSol | PSP | {\displaystyle \rightarrow } | SP | {\displaystyle \rightarrow } | SubG | {\displaystyle \rightarrow } | GR | {\displaystyle \rightarrow } | AR/RH | {\displaystyle \rightarrow } | RAG | {\displaystyle \rightarrow } | NP+EB |
Masa elevada: | 9 MSol | {\displaystyle \lesssim } | M | {\displaystyle \lesssim } | 30 MSol | PSP | {\displaystyle \rightarrow } | SP | {\displaystyle \rightarrow } | SGAz | {\displaystyle \rightarrow } | SGAm | {\displaystyle \rightarrow } | SGR | {\displaystyle \rightarrow } | | | SN+EN |
Masa muy elevada: | 30 MSol | {\displaystyle \lesssim } | M | | | PSP | {\displaystyle \rightarrow } | SP | {\displaystyle \rightarrow } | SGAz/WR | {\displaystyle \rightarrow } | VLA | {\displaystyle \rightarrow } | WR | {\displaystyle \rightarrow } | | | SN/BRG+AN |
Trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas representadas en un diagrama de Hertzsprung-Russell.
Los nombres de las fases son:
· PSP: Presecuencia principal
· SP: Secuencia principal
· SubG: Subgigante
· GR: Gigante roja
· AR: Apelotonamiento rojo
· RH: Rama horizontal
· RAG: Rama asintótica gigante
· SGAz: Supergigante azul
· SGAm: Supergigante amarilla
· SGR: Supergigante roja
· WR: Estrella Wolf-Rayet
· VLA: Variable luminosa azul
Una estrella puede morir en forma de:
· EM: Enana marrón
· NP: Nebulosa planetaria
· SN: Supernova
· BRG: Brote de rayos gamma
y dejar un remanente estelar:
· EB: Enana blanca
· EN: Estrella de neutrones
· AN: Agujero negro
Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar.
El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus escalas temporales, casi siempre muy superiores a la de una vida humana. Por ello no se puede analizar el ciclo de vida completo de cada estrella individualmente, sino que es necesario realizar observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de ese proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de los cúmulos estelares, los que esencialmente son colecciones de estrellas de edad y metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esos estudios luego se comparan con modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar.
La vida de una estrella
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella. Por un tiempo parece que se estabiliza.
Pero cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.
Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y, por tanto, más densa.
Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como «novas». Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.
Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.
De estrella a Agujero Negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.
Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.
Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.
Materia interestelar
Están formados los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las galaxias. La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus efectos gravitatorios y de sus emisiones electromagnéticas.
Está formada, sobre todo, por hidrógeno, pero también hay pequeñas cantidades de helio, nitrógeno, oxígeno, carbono y moléculas simples de agua, alcoholes y amoníaco.
Astro-bio-química
Un átomo de hidrógeno y uno de oxígeno pueden combinarse para formar un grupo OH (hidroxílico), muy activo, capaz de unirse con casi cualquier material. Si se encuentra con un átomo de hidrógeno, forma una molécula de agua.
A partir de la década de 1970 se han localizado moléculas cada vez más complejas, formadas por decenas de átomos.
Algunas podrían, en condiciones favorables, formar materia orgánica, que es la base de los organismos vivos.
La luz, ¿ondas o partículas?
Las ondas de luz, como las de los rayos X, no se pueden emitir de una en una, sino sólo en paquetes llamados «cuantos». La ciencia que lo estudia es la mecánica cuántica.
Estos tipos de radiación de alta frecuencia, según cómo se observan, se comportan como partículas y, al mismo tiempo, como ondas. Las partículas de la luz son los fotones. No tienen masa y viajan a cerca de 300.000 km/s.
La radiación cósmica de fondo
En 1965 se encontró la prueba «tangible» del Big Bang. Comprobando un detector de microondas muy sensible, dos científicos descubrieron una radiación extraña que provenía por igual de todos los puntos del espacio.
Otros teóricos ya habían predicho que se habría de observar, procediendo de todo el universo, un «resplandor» testimonio del Big Bang, y que esta luz, debido a la expansión del Universo, se presentaría en forma de microondas.
Materia oscura
Se cree que la materia oscura es un material que no emite ninguna radiación electromagnética. Su existencia se basa en consideraciones teóricas y es, por ahora, uno de los principales problemas que tiene planteados la astrofísica.
Estudiando las fuerzas en el Universo, se calcula que la materia total es mucha más que la detectada por nuestros instrumentos. Como no sabemos nada de ella, la llamamos materia oscura.
Fuerzas y movimientos
La gravedad es la fuerza de atracción entre objetos.
En el Universo toda la materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas.
La gravedad depende de la masa de los objetos y de la distancia que los separa. Cuanta más masa tienen y más cerca están, mayor es la fuerza. Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto.
La gravedad actúa como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto, el centro de gravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo donde actúa su gravedad es el campo gravitacional.
La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico británico Isaac Newton en el año 1684.
Si dejáramos dos cuerpos con masa y en reposo, sin que actuase ninguna otra fuerza salvo su atracción, inevitablemente, chocarían. Pero en el Universo hay muchas «gravedades», actúan otras fuerzas y los cuerpos están en movimiento.
Colapso
Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como resultado de su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una estrella para formar un agujero negro. Se rompen los átomos y el edificio se desmorona.
Los átomos son cajas vacías donde una fuerza mantiene la estructura. Pero, si la gravedad supera esta fuerza, la estructura central no aguanta y la materia inicia una reacción en cadena.
La densidad aumenta (el cuerpo se hace pequeño sin perder masa), el campo gravitatorio se intensifica y se produce el colapso.
Fuerzas fundamentales del Universo
Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia:
– interacciones nucleares fuertes,
– interacciones nucleares débiles,
– electromagnetismo
– gravitación.
La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un sentido. Los científicos especulan sobre si existe la complementaria. En 2015 se detectaron las primeras ondas gravitatorias de la historia, lo que abrió todo un universo de nuevas posibilidades.
Movimientos
Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre todo, de los más lejanos.
Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana Alpha Centauro, necesita 506 años. Arturo necesita 815; Sirio, 1.410; Altair, 2.830; Capella, 4270 y Fomalhaut, más de 5.000.
Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de otros con más masa.
La expansión del Universo
El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo.
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler.
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen puntos situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo, todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo.
La Ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias.
Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la «ley de Hubble», la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.
La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.
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