Evolución Estelar: Más allá de la Secuencia Principal

Evolución Estelar: Más allá de la Secuencia Principal

Después de hablar del nacimiento y el desarrollo toca hablar de qué pasa después.

Las estrellas pueden estar durante más o menos tiempo en la secuencia principal. Pero nada es eterno y el Hidrógeno necesario para mantener las reacciones de fusión y evitar el colapso gravitatorio, tarde o temprano, se agotará. Y lo que ocurrirá después depende de la masa de la estrella.

Estrellas de Masa Intermedia

Cuando una estrella tiene una masa entre 0,5 y 9 masas solares, se considera una Estrella de Masa Intermedia.

Estas estrellas, como nuestro Sol, evolucionan muy despacio. No tienen lo que podríamos considerar una muerte violenta, mueren en forma de Nebulosa Planetaria + Enana Blanca.

Una vez que el hidrógeno del núcleo se termina, el equilibrio hidrostático se rompe, y la gravedad es capaz de vencer sobre la radiación. Esto hace que el núcleo de la estrella se contraiga, aumentando así su temperatura interna y densidad. Mientras tanto, debido a la convección, las capas externas se expanden, por lo que disminuye a su vez la temperatura externa. La estrella aumenta su tamaño externo convirtiéndose en lo que conocemos como Gigante Roja.

Al aumentar la temperatura en el núcleo se dan las condiciones necesarias para comenzar a fusionar Helio y convertirlo en Carbono. Por lo que el núcleo es cada vez más denso y las capas externas de la estrella se expanden aún más.

El final de nuestra estrella viene marcado por el momento en el que se acaba el helio en el núcleo. Además, las capas externas están tan alejadas que ya no ejercen la presión suficiente para comprimir el núcleo y desencadenar la fusión del carbono. Paralelamente la estrella es tan grande que las capas exteriores de la estrella escapan de la gravedad de la estrella, empujadas por la radiación. De esta manera se enriquece el medio interestelar de helio, carbono y un poquito de oxígeno. Dejando tras de sí una Enana Blanca, el núcleo de la estrella en el que se ha convertido el Helio en Carbono.

Sirio A (en grande, estrella tipo Am) y Sirio B (la pequeña) es una enana blanca

Estos gases aparecen iluminados debido a que la radiación de la enana blanca ioniza dichos gases. Este fenómeno lo conocemos como Nebulosa Planetaria, un millón de años después, los gases estarán tan alejados que la radiación será insuficiente como para ionizarlos.

Nebulosa Planetaria NGC7293 con la enana blanca en el centro de la misma.

Las enanas blancas se enfrían muy lentamente e, hipotéticamente, se convertirán en Enanas Negras. Digo hipotéticamente porque aún no se ha podido comprobar esta teoría de manera experimental. Esto es porque, probablemente, el universo es demasiado joven como para que alguna estrella haya llegado a esta etapa.

Estrellas de Baja Masa

Aquellas estrellas que tienen una masa por debajo de las ~0,6 masas solares son consideradas genéricamente Enanas Rojas. Hay varios tipos, pero por simplificar las consideraremos como enanas rojas.

Próxima Centauri es una enana roja.

No se ha podido observar aún que les ocurre a este tipo de estrellas cuando abandonan la secuencia principal. Como hemos visto antes, cuanta menos masa tienen las estrellas más “lentas” son evolucionando. Además estimamos la edad del Universo en unos 13800 millones de años. Tiempo ínfimo comparado con el que necesitarían estas estrellas para quedarse sin combustible.

Este tipo de estrellas no tienen la masa suficiente como para fusionar el Helio y convertirlo en Carbono. Como sí hacen sus hermanas mayores pero aún así y todo, expulsarán sus capas exteriores. Y formarán también una Enana Blanca, pero esta vez de Helio en vez de Carbono.

Y para terminar la evolución de las estrellas nos faltaría hablar de las estrellas masivas y súper masivas y de sus productos. Estrellas de Neutrones, Remanentes de Supernova y Agujeros Negros. Todo esto en el próximo artículo Evolución Estelar: Estrellas Masivas.

¡Nos leemos!

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