La Figura 2.1 ilustra la evolución estelar en un diagrama de Hertzsprung-Russell para estrellas con una masa de hasta nueve veces la masa solar. Cuando una estrella ha agotado el hidrógeno en su núcleo, se mueve fuera de la secuencia principal y entra en la fase de gigante roja, generando energía mediante la fusión del helio. El seguimiento evolutivo y la esperanza de vida de las estrellas dependen fuertemente de sus masas. Una estrella cinco veces más masiva que el Sol es casi 1.000 veces más brillante, tiene una temperatura superficial de alrededor de 18.000 K (comparado con los 5.800 K del Sol) y permanece en la secuencia principal solo unos 68 millones de años. Su evolución hasta el final de la fase de combustión del helio toma alrededor de 87 millones de años (Iben).
A medida que el hidrógeno en el núcleo se agota, la reacción se traslada a capas más externas, y la luminosidad de la estrella disminuye. Estos cambios transforman una estrella de la secuencia principal en una gigante roja hinchada. Por ejemplo, el radio de una estrella cinco veces más masiva que el Sol aumenta alrededor de 300 veces antes de que comience la combustión del helio en el núcleo.
Cuando la temperatura del núcleo se acerca a los 100 millones de Kelvin (108 K), comienza la fusión del helio a través del «proceso triple alfa», que convierte tres núcleos de helio en un núcleo de carbono-12. Al mismo tiempo, la fusión del hidrógeno continúa en una capa alrededor del núcleo.
La luminosidad y la temperatura superficial (color) de las gigantes rojas son variables a medida que evolucionan, reflejando los cambios en la producción de energía en el núcleo y la capa circundante. La evolución (ilustrada en la Figura 2.1) muestra la importancia de la masa de una estrella en su evolución. Una estrella cinco veces más masiva que el Sol es 1.000 veces más brillante mientras está en la secuencia principal y tiene una vida más corta como gigante roja que las estrellas con menos de dos masas solares (Iben, 1967, 1974).
La Influencia de la Masa en la Vida de una Estrella
La duración del tiempo que una estrella pasa en la secuencia principal depende principalmente de su masa y, en menor medida, de la proporción H/He de su nube de gas ancestral. Las estrellas masivas (gigantes azules) consumen su combustible rápidamente y pueden pasar solo 10 millones de años (107 años) en la secuencia principal. Las estrellas pequeñas (enanas rojas) tienen un «metabolismo» mucho más lento y permanecen en la secuencia principal durante períodos mucho más largos, superiores a 100.000 millones de años (1011 años). El Sol, siendo una estrella de magnitud modesta, tiene suficiente hidrógeno en su núcleo para durar alrededor de 9.000 millones de años (9 x 109 años) al ritmo actual de consumo. Dado que se formó hace unos 4.500 millones de años (4.5 x 109 años), el Sol ha alcanzado la mediana edad y proporcionará energía a los planetas del sistema solar por un tiempo muy largo. Sin embargo, en última instancia, su luminosidad aumentará y se expandirá para convertirse en una gigante roja, como se muestra en la Figura 2.1. La temperatura en la superficie de la Tierra, entonces, se elevará y será intolerable para las formas de vida. La expansión del Sol puede engullir a los planetas terrestres, incluida la Tierra, y vaporizarlos. Cuando todo su combustible nuclear se haya consumido, el Sol asumirá la etapa final de la evolución estelar que sea apropiada para una estrella de su masa y composición química.
El Final de la Vida Estelar: Supernovas, Enanas Blancas, Estrellas de Neutrones y Agujeros Negros
Hacia el final de la etapa de gigante, las estrellas se vuelven cada vez más inestables. Cuando el combustible para una reacción particular de producción de energía se agota, la estrella se contrae y su temperatura interna aumenta. El aumento de la temperatura puede desencadenar una nueva serie de reacciones nucleares. En estrellas de suficiente masa, esta actividad culmina en una explosión gigantesca (supernova) como resultado de la cual una gran fracción de la envoltura exterior de la estrella es expulsada. Los restos de tales explosiones se mezclan con el hidrógeno y el helio en el espacio interestelar para formar nubes de gas y polvo de las que pueden formarse nuevas estrellas.
A medida que las estrellas llegan al final de su evolución, se convierten en enanas blancas, estrellas de neutrones (púlsares) o agujeros negros, dependiendo de sus masas (Wheeler, 1973). Las estrellas cuya masa es inferior a aproximadamente 1,2 masas solares se contraen hasta que su radio es de solo unos 10.000 km (1 x 104 km) y su densidad está entre 104 y 108 g/cm3. Las estrellas en esta configuración tienen baja luminosidad pero alta temperatura superficial y, por lo tanto, se conocen como enanas blancas (Figura 2.1). Gradualmente se enfrían y desaparecen de la vista a medida que su luminosidad y temperatura superficial disminuyen con el tiempo.
Las estrellas que son considerablemente más masivas que el Sol desarrollan núcleos densos debido a la síntesis de elementos químicos pesados por reacciones nucleares. Eventualmente, tales estrellas se vuelven inestables y explotan como supernovas. El núcleo se colapsa hasta que su radio se reduce a unos 10 km y su densidad es del orden de 1014 a 1015 g/cm3. Estas estrellas se componen de un «gas de neutrones», porque los electrones y protones se ven obligados a combinarse bajo la enorme presión, y la abundancia de neutrones aumenta enormemente como resultado. Las estrellas de neutrones tienen tasas de rotación muy rápidas y emiten ondas de radio pulsantes, que fueron observadas por primera vez en 1965 por Jocelyn Bell, una estudiante graduada que trabajaba con A. Hewish en el Laboratorio Cavendish de la Universidad de Cambridge en Inglaterra (Hewish, 1975). La Nebulosa del Cangrejo contiene este tipo de «púlsar», que es el remanente de una supernova observada por astrónomos chinos en el año 1054 (Fowler, 1967). Los núcleos de las estrellas más masivas colapsan para formar un agujero negro, de acuerdo con la teoría de la relatividad general de Einstein. Los agujeros negros tienen un radio de pocos kilómetros y densidades de más de 1016 g/cm3. Su campo gravitacional es tan grande que ni la luz ni la materia pueden escapar de ellos, de ahí el nombre de «agujero negro». La evidencia observacional que apoya la existencia de agujeros negros está aumentando y se cree que son un fenómeno importante en la evolución de las galaxias.
Las estrellas, al parecer, tienen ciclos de vida evolutivos predecibles. Nacen, brillan por un tiempo y luego mueren. Hans Bethe (1968, p. 547) lo expresó de esta manera:
«Si todo esto es cierto, las estrellas tienen un ciclo de vida muy similar al de los animales. Nacen, crecen, pasan por un desarrollo interno definido y finalmente mueren, para devolver el material del que están hechas para que nuevas estrellas puedan vivir.»
Nucleosíntesis
El origen de los elementos químicos está íntimamente ligado a la evolución de las estrellas porque los elementos se sintetizan por las reacciones nucleares en las estrellas, de las cuales se deriva la energía que irradian hacia el espacio. Solo el helio y el deuterio…