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Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte III: casos especiales, evolución estelar y diagrama Hertzprung-Russell).

Casos especiales

Los casos especiales de clasificación de objetos estelares que veremos aquí son el producto de las etapas finales de la vida de las estrellas.

La masa es el factor clave en la evolución de las estrellas, y el final de las mismas no escapa a su influjo. De hecho, todas los otros aspectos de una estrella, como ser su luminosidad, temperatura, tamaño, densidad, etc., pueden ser explicados utilizando su propiedad fundamental: la masa.

Es cierto que también la composición de la estrella influye en sus características, pero dado que están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, lo que importa realmente es la cantidad.

Sub-gigantes, Gigantes y Súper-gigantes Rojas

Comaparación del tamaño actual del Sol con una gigante roja© José Antonio Buyo (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Cuando una estrella ha consumido totalmente el hidrógeno de su núcleo, convirtiéndolo en helio, el proceso de fusión nuclear en su interior se detiene. La estrella colapsa y los gases se comprimen y se calientan.

Finalmente, la capa más cercana al núcleo se calienta lo suficiente como para comenzar nuevamente la fusión. La luminosidad de la estrella aumenta y el gas que rodea al núcleo es empujado hacia fuera, y la estrella se convierte primero en una sub-gigante y luego en una gigante roja. En el caso de las estrellas más masivas y luminosas, se puede llegar a formar una supergigante roja.

Cuando el combustible del nuevo núcleo ampliado se agota, éste reasume su colapso. Si la estrella es lo suficientemente masiva, se repetirá la etapa anterior.

La cantidad de veces que una estrella puede completar el ciclo descrito depende de su masa. Cada vez que pasa por un ciclo, la estrella crea elementos más pesados a partir de las cenizas de las reacciones de fusión del ciclo anterior.

Esta creación de elementos más pesados a partir de elementos ligeros se conoce como nucleosíntesis estelar. Una estrella como nuestro Sol puede llegar a sintetizar en su núcleo elementos tan pesados como el carbono o el oxígeno, pero no puede llegar más allá.


En las estrellas más masivas, el proceso nuclear puede generar energía extra a partir de la fusión de núcleos más ligeros que el hierro. Pero la fusión de este elemento absorbe energía. El núcleo de la estrella masiva implota, y la densidad es tan grande que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones y neutrinos, y las capas exteriores son eyectadas en una enorme explosión supernova. Las estrellas de menor masa (que son las más comunes) tienen una muerte más tranquila, formando una nebulosa planetaria.

Nota: crédito por las imágenes de gigantes rojas: José Antonio Buyo

Remanentes estelares

Lo que queda luego de que las capas exteriores de una estrella son expulsadas al espacio, depende de la masa del núcleo.

Si el núcleo tiene una masa de menos de 1,4 masas solares, se encogerá hasta formar una enana blanca, que tendrá aproximadamente el tamaño de la Tierra. Los electrones del gas comprimido se chocan unos contra otros para formar una extraña forma de materia denominada “gas degenerado”. Los electrones previenen un mayor colapso del remanente.

Si el núcleo tiene una masa de entre 1,4 y 3 masas solares, los electrones no podrán impedir la continuación del colapso, y serán entonces los neutrones los que se pegarán unos contra otros para formar un nuevo gas degenerado, que creará una estrella neutrónica de unos 10 kilómetros de diámetro. Estos neutrones impedirán así un colapso mayor.

En el caso de que el núcleo tenga una masa mayor a las 3 masas solares, nada podrá impedir el colapso total. En el camino hacia éste, se creará momentáneamente una estrella neutrónica y el consiguiente rebote de una explosión supernova. Pero finalmente, la gravedad vencerá; nada puede enfrentarse a ella. En este caso, la gravedad del núcleo remanente será tan fuerte que las leyes de Newton (las de la física clásica) ya son inadecuadas para representar lo que sucede, y las nuevas condiciones serán descritas mejor por la Teoría de la Relatividad General de Einstein. El mismo espacio-tiempo se distorsionará, y el punto de masa súper-compactada formará entonces un agujero negro, llamado así porque la velocidad de escape alrededor de ese punto será mayor que la velocidad de la luz, y ni siquiera ésta podrá liberarse del tirón gravitatorio. La distancia a la cual la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz se denomina horizonte de eventos. Expresado en kilómetros, el radio de este horizonte de eventos será aproximadamente igual a 3 multiplicado por la masa del remanente, expresada en masas solares.

Evolución simplificada de estrellas solitarias

El desarrollo de la vida de una estrella depende casi exclusivamente de su masa, luego del colapso proto-estelar que la formó.

Masa: de 0,8 a 11 masas solares

Comienzan como estrellas de la secuencia principal de los tipos B, A, F, G, K o M. Sobre el final de sus vidas pasan por una fase de gigante roja (con un núcleo de helio) y/o por una fase de supergigante roja (con núcleo de carbono-oxígeno). Generarán una nebulosa planetaria, y su remanente será una enana blanca.

Masa: de 11 a 50 masas solares

Comenzarán su vida en la secuencia principal como estrellas tipo O o B. Hacia el final pasarán por una fase de supergigante roja o azul con núcleo de helio, y por una fase de supergigante roja con núcleo de hierro. Producirán una explosión supernova tipo II y su remanente será casi seguramente una estrella neutrónica.

Masa: más de 50 masas solares

Inicialmente, serán estrellas tipo O en la secuencia principal. Hacia el término de su vida, pasarán por una fase de estrella tipo Wolf-Rayet y generarán una explosión supernova tipo Ib. Su remanente será un agujero negro.

Duración de las vidas de las estrellas

Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas dentro de la secuencia principal del diagrama Hertzprung-Russell. Antes de llegar a ella, por un corto período son nubes de gas y polvo que se condensan en protoestrellas hasta que encienden sus hornos nucleares.

Cuando abandonan la secuencia principal, pasan por fases más o menos cortas, eyectan la mayor parte de su masa y sus remanentes (enanas blancas, estrellas neutrónicas, agujeros negros) tendrán una vida indefinida (o, por lo menos, muy larga).

Por lo tanto, consideraremos como su “lapso vital” el que permanezcan en la secuencia principal, Y como casi todo lo que refiere a las estrellas, ésto también depende de su masa. A continuación presentamos una tabla con sus masas, tipo estelar asociado, y tiempo de permanencia (aproximada) en la secuencia principal:

Vida de las estrellas. Crédito: Heber Rizzo Baladán

Diagrama Hertzprung-Russell

Diagrama Hertzprung-Russell Crédito: Antoni Salvá

El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad, ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas. La luminosidad (magnitud absoluta) se dispone en el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba, y la temperatura superficial (y por lo tanto, su color) se coloca en el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Muchas veces, el eje horizontal se expresa en clases espectrales (de izquierda a derecha: O, B, A, F, G, K, M).

Al proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida (aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha.

Además de la secuencia principal, el diagrama muestra otras dos zonas principales, una rama arriba y a la derecha, donde se encuentran las gigantes y supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra rama abajo y hacia la izquierda del centro, donde se ubican las enanas blancas de alta luminosidad.

Casos varios

Pulsares

Son estrellas neutrónicas de rotación muy rápida. Su radiación, que se genera como dos haces, uno en cada polo, puede así dirigirse hacia nuestro planeta en forma alternada, ya sea que un haz esté enfocado o no hacia nosotros. Esto produce un encendido-apagado o pulsos cuando los detectamos,

Enanas marrones

Son objetos de muy poca masa, tan poca en realidad que en ellos no se puede iniciar una fusión nuclear. Son “estrellas fallidas”. Por supuesto, su temperatura y luminosidad (ambas muy débiles), dependen únicamente de la generada por la compresión del gas y del polvo de los que se formaron.

Estrellas binarias

Aproximadamente la mitad de las estrellas pertenecen a un sistema binario, es decir, son dos estrellas que giran en torno a un centro común de gravedad. Esto afecta mucho a la evolución de las mismas, especialmente hacia el final de sus vidas.
Se pueden encontrar también sistemas con tres estrellas (como el de Alfa del Centauro, por ejemplo), pero son bastante raros.

Estrellas variables

Son estrellas que muestras variaciones en sus luminosidades. Pueden pertenecer a dos tipos:

Variables binarias

No son variables “reales”, sino que forman parte de un sistema en que. por efecto de su traslación alrededor de un centro de gravedad común, y por encontrarse nuestra línea de visión en el plano de sus órbitas, periódicamente una de ellas “eclipsa” a la otra, provocando variaciones en la luminosidad general de ambas.

Cefeidas variables

Las cefeidas variables son objetos estelares que en forma regular presentan cambios en tamaño y en brillo. Cuando la estrella aumenta su tamaño, su brillo decrece, y viceversa, cuando su tamaño disminuye, su brillo aumenta.

Henrietta Swan Leavitt

Las cefeidas variables pueden no serlo permanentemente, y sus fluctuaciones pueden ser simplemente una fase inestable por la cual esté atravesando la estrella.

Estas estrellas, que reciben su nombre genérico por la primera en ser estudiada, Delta de Cefeo, resultaron ser muy importantes para la astronomía. En efecto, en 1912 Henrietta Leavitt descubrió que existía una relación entre sus períodos y su luminosidad: cuanto más largo el período, más brillante (en magnitud absoluta) era la estrella. Con esto se pudo establecer en primera instancia una “curva de período-luminosidad”.

Más tarde, cuando se pudo establecer la distancia de una cefeida (lo que fue logrado en 1913 por Ejnar Hertzprung) y establecer así la magnitud absoluta de la misma, se pudo utilizar la curva de período-luminosidad de Leavitt y la magnitud aparente de cualquier cefeida para establecer la distancia a la que se encontraba. Fue así que estas estrellas se convirtieron en el patrón de medida del universo.

Estrellas T-Tauri

Son estrellas muy jóvenes (de cien mil años a diez millones de años de edad) con masas similares a la de nuestro Sol. En su mayoría parecen estar rodeadas de un disco de gas y polvo, con abundante emisión en el infrarrojo, y a veces presentan fuertes vientos estelares.

Más que un tipo de estrella, parecería ser una fase evolutiva, y se piensa que nuestro Sol pasó también por un período T-Tauri en su juventud.

Este es el tercero y último de una serie de tres artículos sobre el tema. Los otros dos pueden ser leídos en los enlaces que se detallan a continuación:
Clasificación estelar: Parte 1; Parte 2.

Heber Rizzo Baladán
Enero 2005


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