La vida en la secuencia principal: cómo evolucionan las estrellas

Las estrellas son algunos de los bloques de construcción fundamentales del universo. No solo forman galaxias, sino que muchas también albergan sistemas planetarios. Entonces, comprender su formación y evolución da pistas importantes para comprender las galaxias y los planetas.

El Sol nos da un ejemplo de primera clase para estudiar, aquí mismo, en nuestro propio sistema solar. Está a solo ocho minutos luz de distancia, por lo que no tenemos que esperar mucho para ver las características en su superficie. Los astrónomos tienen una serie de satélites que estudian el Sol, y han sabido durante mucho tiempo sobre los conceptos básicos de su vida. Por un lado, es de mediana edad, y justo en el medio del período de su vida se llama la "secuencia principal". Durante ese tiempo, fusiona hidrógeno en su núcleo para producir helio.

A lo largo de su historia, el Sol se ha visto más o menos igual. Para nosotros, siempre ha sido este brillante objeto blanco amarillento en el cielo. No parece cambiar, al menos para nosotros. Esto se debe a que vive en una escala de tiempo muy diferente a la de los humanos. Sin embargo, sí cambia, pero de una manera muy lenta en comparación con la rapidez con la que vivimos nuestras vidas cortas y rápidas. Si observamos la vida de una estrella en la escala de la edad del universo (aproximadamente 13.700 millones de años), entonces el Sol y otras estrellas viven vidas bastante normales. Es decir, nacen, viven, evolucionan y luego mueren durante decenas de millones o miles de millones de años.

Para comprender cómo evolucionan las estrellas, los astrónomos deben saber qué tipos de estrellas hay y por qué difieren entre sí de manera importante. Un paso es "ordenar" las estrellas en diferentes contenedores, tal como la gente podría clasificar monedas o canicas. Se llama "clasificación estelar" y juega un papel muy importante en la comprensión del funcionamiento de las estrellas.

Los astrónomos clasifican las estrellas en una serie de "contenedores" utilizando estas características: temperatura, masa, composición química, etc. Según su temperatura, brillo (luminosidad), masa y química, el Sol se clasifica como un hombre de mediana edad. estrella eso está en un período de su vida llamado la "secuencia principal".

Prácticamente todas las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en esta secuencia principal hasta que mueren; a veces suavemente, a veces violentamente.

La definición básica de lo que hace una estrella de secuencia principal es esta: es una estrella que fusiona hidrógeno con helio en su núcleo. El hidrógeno es el bloque de construcción básico de las estrellas. Luego lo usan para crear otros elementos.

Cuando se forma una estrella, lo hace porque una nube de hidrógeno gaseoso comienza a contraerse (juntarse) bajo la fuerza de la gravedad. Esto crea una protostar densa y caliente en el centro de la nube. Eso se convierte en el núcleo de la estrella.

La densidad en el núcleo alcanza un punto donde la temperatura es de al menos 8 a 10 millones de grados centígrados. Las capas externas de la protostar presionan el núcleo. Esta combinación de temperatura y presión inicia un proceso llamado fusión nuclear. Ese es el punto cuando nace una estrella. La estrella se estabiliza y alcanza un estado llamado "equilibrio hidrostático", que es cuando la radiación exterior la presión del núcleo está equilibrada por las inmensas fuerzas gravitacionales de la estrella que intenta colapsar sí mismo. Cuando se satisfacen todas estas condiciones, la estrella está "en la secuencia principal" y continúa su vida convirtiendo el hidrógeno en helio en su núcleo.

La masa juega un papel importante en la determinación de las características físicas de una estrella dada. También da pistas sobre cuánto tiempo vivirá la estrella y cómo morirá. Cuanto mayor que la masa de la estrella, mayor es la presión gravitacional que intenta colapsar la estrella. Para luchar contra esta mayor presión, la estrella necesita una alta tasa de fusión. Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor es la presión en el núcleo, mayor es la temperatura y, por lo tanto, mayor es la velocidad de fusión. Eso determina qué tan rápido una estrella usará su combustible.

Una estrella masiva fusionará sus reservas de hidrógeno más rápidamente. Esto lo saca de la secuencia principal más rápidamente que una estrella de menor masa, que usa su combustible más lentamente.

Cuando las estrellas se quedan sin hidrógeno, comienzan a fusionar helio en sus núcleos. Esto es cuando salen de la secuencia principal. Las estrellas de gran masa se convierten supergigantes rojasy luego evolucionar para convertirse supergigantes azules Está fusionando helio en carbono y oxígeno. Luego, comienza a fusionarlos en neón y así sucesivamente. Básicamente, la estrella se convierte en una fábrica de creación química, con fusión que ocurre no solo en el núcleo, sino también en las capas que lo rodean.

Finalmente, una estrella de muy alta masa intenta fusionar hierro. Este es el beso de la muerte para esa estrella. ¿Por qué? Porque la fusión de hierro requiere más energía de la que la estrella tiene disponible. Se detiene la fábrica de fusión en seco. Cuando eso sucede, las capas externas de la estrella colapsan en el núcleo. Sucede bastante rápido. Los bordes exteriores del núcleo caen primero, a la asombrosa velocidad de unos 70,000 metros por segundo. Cuando eso golpea el núcleo de hierro, todo comienza a recuperarse, y eso crea una onda de choque que atraviesa la estrella en unas pocas horas. En el proceso, se crean elementos nuevos y más pesados ​​a medida que el frente de choque atraviesa el material de la estrella.
Esto es lo que se llama una supernova de "colapso del núcleo". Finalmente, las capas externas se disparan hacia el espacio, y lo que queda es el núcleo colapsado, que se convierte en un estrella neutrón o calabozo.

Las estrellas con masas entre la mitad de una masa solar (es decir, la mitad de la masa del Sol) y unas ocho masas solares fusionarán hidrógeno en helio hasta que se consuma el combustible. En ese punto, la estrella se convierte en un gigante rojo. La estrella comienza a fusionar helio en carbono, y las capas externas se expanden para convertir la estrella en un gigante amarillo pulsante.

Cuando la mayor parte del helio se fusiona, la estrella vuelve a ser un gigante rojo, incluso más grande que antes. Las capas externas de la estrella se expanden hacia el espacio, creando un nebulosa planetaria. El núcleo de carbono y oxígeno se quedará en forma de enano blanco.

Las estrellas de menos de 0,5 masas solares también formarán enanas blancas, pero no podrán fusionar helio debido a la falta de presión en el núcleo debido a su pequeño tamaño. Por lo tanto, estas estrellas se conocen como enanas blancas de helio. Al igual que las estrellas de neutrones, los agujeros negros y las supergigantes, estos ya no pertenecen a la secuencia principal.