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Las estrellas, después de nacer, pueden pasar por la Secuencia Principal, ¡o no!

Como veíamos en el artículo anterior de la serie, Evolución Estelar: Nacimiento, las estrellas nacen a partir de una nebulosa molecular. Ahora os hablaré de qué ocurre después de que una estrella nace.

Pasar por la Secuencia Principal o no

A medida que la protoestrella gana masa y se contrae debido a su gravedad, su densidad y temperatura aumentan. De esto podemos deducir sencillamente que las protoestrellas son más grandes y frías que las estrellas que se encuentran dentro de la secuencia principal pero, y esto no es tan intuitivo, también son más brillantes porque son más grandes que las estrellas que se encuentran dentro de la secuencia principal. Ilustrémoslo con el diagrama de Hertzprung-Russell, que relaciona la luminosidad de una estrella con su temperatura:

Diagrama que muestra la evolución de una protoestrella desde el colapso inicial de la nube molecular hasta que llega a la secuencia principal.
Crédito: Cosmos The SAO Encyclopedia of Astronomy

Lo habitual es que las estrellas evolucionen como en el diagrama superior, aunque hay casos en los que esto no ocurre así.

A veces no pasan por la secuencia principal

Hay veces que los núcleos son demasiado masivos y se contraen demasiado rápido lo que provoca que se colapse completamente y no lleguen a fusionar hidrógeno.

En otras ocasiones, si la masa del núcleo es demasiado baja, el proceso de contracción se detendrá y no llegará a alcanzar la temperatura y presión suficientes para la fusión nuclear; lo que desencadenará otros mecanismos que harán que la estrella poco a poco se vaya enfriando y se convierta en una enana marrón.

La Secuencia Principal

Cuando una estrella comienza a fusionar Hidrógeno, se dice que ha entrado en la Secuencia Principal es, digámoslo así, la madurez de la estrella, su etapa más longeva.

La fusión nuclear de Hidrógeno se lleva a cabo en el núcleo de la estrella, de una manera estable, hasta formar Helio. Cuatro átomos de Hidrógeno (cada uno con un protón) se fusionan para dar origen a dos átomos de Helio (cada uno con dos protones y dos neutrones). Pero, ¿qué ha pasado con la masa que falta? Pues se ha convertido en energía y ha salido del reactor de fusión, del núcleo, en forma de radiación, de luz.

Cadena Protón-Protón

A continuación la reacción que se lleva a cabo en estrellas como el Sol, la Cadena protón-protón:

Cadena Protón-Protón (Wikipedia)

La reacción Protón-Protón recorre las siguientes etapas:

  • Dos núcleos de Hidrógeno (dos protones) se unen para formar un núcleo de Deuterio (un protón y un neutrón). En el proceso se crea un positrón (antipartícula del elecrón, misma masa pero carga opuesta) y un neutrino (partícula ligera y difícil de detectar).
  • Dos núcleos de Deuterio se fusionan con dos nuevos núcleos de Hidrógeno formando Helio-3 y emitiendo un fotón (ahí va la merma de energía).
  • Los dos núcleos de Helio-3 se unen formando Helio-4 y dos protones.

Como decía, esta es el proceso por el cuál una estrella con masa similar al Sol, crea Helio, pero no es el único proceso que podemos encontrar en las estrellas. Por otro lado, las estrellas que tienen más de 1.3 masas solares utilizan otro proceso llamado Ciclo CNO, donde interviene el Carbono, el Nitrógeno y el Oxígeno.

Equilibrio Hidróstatico

Volviendo a nuestra estrella, la energía emitida por la fusión del Hidrógeno hace que la estrella se expanda, o mejor dicho, esa energía impide que la estrella colapse por su propia gravedad. Este equilibrio se denomina Equilibrio Hidrostático y, siempre que se mantenga dicho equilibrio, la temperatura, luminosidad y el tamaño de la estrella permanecerán constantes.

Esquema de Equilibrio Hidrostático

Para todas las estrellas de la secuencia principal existe una relación entre la masa, la temperatura, brillo y tamaño. Las estrellas más masivas son grandes, brillantes, calientes y de un tono azulado, como las Gigantes Azules o Supergigantes. Mientras que las menos masivas, son más pequeñas, más frías, menos brillantes y más rojizas, como las Enanas Rojas.

Nuestro Sol está entre medias, ni demasiado grandes, ni demasiado calientes, ni demasiado brillantes ni demasiado tenues. Se las conoce como Enanas Amarillas.

La vida de las estrellas

La duración de esa madurez, es decir, el tiempo que transcurren las estrellas en la secuencia principal depende de la masa de su estrella. Recordemos el equilibrio hidrostático, una estrella muy masiva posee una temperatura más elevada y una presión mayor en su núcleo por lo que puede fusionar materia más rápidamente y por lo tanto radiar más energía lo que la mantiene en equilibrio sin colapsar. Pero claro, al fusionar materia más rápidamente también la consume antes, por lo que viven menos años que una más pequeña.

Por ejemplo, nuestro Sol ha estado 5.000 millones de años en la secuencia principal y estará otros 5.000 millones de años más en ella. Otro ejemplo, las Gigantes Azules tienen una vida mucho más corta, de tan solo unos millones de años. Y las enanas rojas, las menos masivas de todas, pueden permanecer en la secuencia principal billones de años (más incluso que el universo, que tiene 13.700 millones de años).

Y hasta aquí mí entrada sobre Evolución Estelar: Secuencia principal. No te pierdas la siguiente entrada de esta serie, Evolución Estelar: Más allá de la Secuencia Principal.

¡Nos leemos!

Mario F. López

Mario F. López

Más de 15 años de afición por la astronomía lo han convertido en todo un océano de conocimiento, una biblia de la astronomía. Puedes preguntar lo que quieras, Mario seguro que lo sabe. Además, es el encargado de los contenidos educativos y online.

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