21.2: El H-R y el estudio de la evolución estelar

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Determinar la edad de una protoestrella usando un diagrama H-R y la luminosidad y temperatura de la protoestrella
• Explicar la interacción entre la gravedad y la presión, y cómo la protoestrella contratante cambia su posición en el diagrama H-R como resultado

Una de las mejores formas de resumir todos estos detalles sobre cómo una estrella o protoestrella cambia con el tiempo es usar un diagrama de Hertzsprung-Russell (H—R). Recordemos de Las Estrellas: Un Censo Celestial que, al mirar un diagrama H—R, la temperatura (el eje horizontal) se traza aumentando hacia la izquierda. A medida que una estrella atraviesa las etapas de su vida, su luminosidad y temperatura cambian. Así, su posición en el diagrama H-R, en el que la luminosidad se grafica contra la temperatura, también cambia. A medida que una estrella envejece, debemos retrazarla en diferentes lugares del diagrama. Por lo tanto, los astrónomos suelen hablar de una estrella que se mueve en el diagrama H-R, o de su evolución trazando un camino en el diagrama. En este contexto, “trazar un camino” no tiene nada que ver con el movimiento de la estrella a través del espacio; esto es solo una forma taquigráfica de decir que su temperatura y luminosidad cambian a medida que evoluciona.

Observa una animación de las estrellas en el cúmulo de Omega Centauri mientras se reordenan según la luminosidad y la temperatura, formando un diagrama de Hertzsprung-Russell (H—R).

Para estimar cuánto cambia la luminosidad y temperatura de una estrella a medida que envejece, debemos recurrir a cálculos. Los teóricos calculan una serie de modelos para una estrella, representando cada modelo sucesivo un punto posterior en el tiempo. Las estrellas pueden cambiar por una variedad de razones. Las protoestrellas, por ejemplo, cambian de tamaño porque se están contrayendo, y su temperatura y luminosidad cambian a medida que lo hacen. Después de que la fusión nuclear comienza en el núcleo de la estrella (ver Estrellas de la adolescencia a la vejez), las estrellas de la secuencia principal cambian porque están agotando su combustible nuclear.

Dado un modelo que representa a una estrella en una etapa de su evolución, podemos calcular cómo será en un momento ligeramente posterior. En cada paso, el modelo predice la luminosidad y el tamaño de la estrella, y a partir de estos valores, podemos averiguar su temperatura superficial. Una serie de puntos en un diagrama H-R, calculados de esta manera, nos permite seguir los cambios de vida de una estrella y de ahí se llama su trayectoria evolutiva.

Pistas Evolutivas

Ahora usemos estas ideas para seguir la evolución de las protoestrellas que están en camino de convertirse en estrellas de la secuencia principal. Las huellas evolutivas de estrellas recién formadas con un rango de masas estelares se muestran en la Figura\(\PageIndex{1}\). Estos jóvenes objetos estelares aún no están produciendo energía por reacciones nucleares, pero derivan energía de la contracción gravitacional, a través del tipo de proceso propuesto para el Sol por Helmhotz y Kelvin en este último siglo (ver el capítulo sobre El sol: una potencia nuclear).

Figura Pistas\(\PageIndex{1}\) Evolutivas para Contraer Protostars. Las pistas se trazan en el diagrama H-R para mostrar cómo las estrellas de diferentes masas cambian durante las primeras partes de sus vidas. El número al lado de cada punto oscuro de una pista es el número aproximado de años que tarda una estrella embrionaria en llegar a esa etapa (los números son el resultado de modelos de computadora y por lo tanto no se conocen bien). Tenga en cuenta que la temperatura de la superficie (K) en el eje horizontal aumenta hacia la izquierda. Se puede ver que cuanto más masa tenga una estrella, más corto será el tiempo que tarda en pasar por cada etapa. Las estrellas por encima de la línea discontinua suelen estar rodeadas de material infalible y están ocultas por él.

Inicialmente, una protoestrella se mantiene bastante fría con un radio muy grande y una densidad muy baja. Es transparente a la radiación infrarroja, y el calor generado por la contracción gravitacional se puede irradiar libremente al espacio. Debido a que el calor se acumula lentamente dentro de la protoestrella, la presión del gas permanece baja y las capas externas caen casi sin obstáculos hacia el centro. Así, la protoestrella sufre un colapso muy rápido, etapa que corresponde a las líneas más o menos verticales a la derecha de la Figura\(\PageIndex{1}\). A medida que la estrella se encoge, su superficie se hace más pequeña, y así su luminosidad total disminuye. La contracción rápida se detiene solo cuando la protoestrella se vuelve lo suficientemente densa y opaca como para atrapar el calor liberado por la contracción gravitacional.

Cuando la estrella comienza a retener su calor, la contracción se vuelve mucho más lenta, y los cambios dentro de la estrella contraída mantienen la luminosidad de estrellas como nuestro Sol aproximadamente constante. Las temperaturas de la superficie comienzan a acumularse y la estrella se “mueve” hacia la izquierda en el diagrama H-R. Las estrellas se vuelven visibles por primera vez solo después de que el viento estelar descrito anteriormente despeje el polvo y el gas circundantes. Esto puede suceder durante la fase de contracción rápida para las estrellas de baja masa, pero las estrellas de gran masa permanecen enfundadas en polvo hasta que terminan su fase temprana de contracción gravitacional (ver la línea discontinua en la Figura\(\PageIndex{1}\)).

Para ayudarte a realizar un seguimiento de las diversas etapas que atraviesan las estrellas en sus vidas, puede ser útil comparar el desarrollo de una estrella con el de un ser humano. (Claramente, no encontrarás una correspondencia exacta, pero pensar en las etapas en términos humanos puede ayudarte a recordar algunas de las ideas que estamos tratando de enfatizar). Las protoestrellas podrían compararse con embriones humanos, aún incapaces de sostenerse a sí mismas, pero sacando recursos de su entorno a medida que crecen. Así como el nacimiento de un niño es el momento en que se le llama a producir su propia energía (a través de comer y respirar), así los astrónomos dicen que una estrella nace cuando es capaz de sostenerse a través de reacciones nucleares (haciendo su propia energía).

Cuando la temperatura central de la estrella se vuelve lo suficientemente alta (unos 12 millones de K) como para fusionar hidrógeno en helio, decimos que la estrella ha alcanzado la secuencia principal (un concepto introducido en The Stars: A Celestial Census). Ahora es una estrella de pleno derecho, más o menos en equilibrio, y su tasa de cambio se ralentiza drásticamente. Solo el agotamiento gradual del hidrógeno a medida que se transforma en helio en el núcleo cambia lentamente las propiedades de la estrella.

La masa de una estrella determina exactamente dónde cae en la secuencia principal. Como\(\PageIndex{1}\) muestra la Figura, las estrellas masivas en la secuencia principal tienen altas temperaturas y altas luminosidades. Las estrellas de baja masa tienen bajas temperaturas y bajas luminosidades.

Los objetos de masa extremadamente baja nunca alcanzan temperaturas centrales lo suficientemente altas como para encender reacciones nucleares. El extremo inferior de la secuencia principal se detiene donde las estrellas tienen una masa apenas lo suficientemente grande como para sostener reacciones nucleares a una velocidad suficiente para detener la contracción gravitacional. Esta masa crítica se calcula para ser aproximadamente 0.075 veces la masa del Sol. Como comentamos en el capítulo sobre Análisis de la luz estelar, los objetos por debajo de esta masa crítica se denominan enanas marrones o planetas. En el otro extremo, el extremo superior de la secuencia principal termina en el punto donde la energía irradiada por la estrella masiva recién formada se vuelve tan grande que detiene la acumulación de materia adicional. El límite superior de masa estelar está entre 100 y 200 masas solares.

Escalas de tiempo evolutivas

El tiempo que tarda una estrella en formarse depende de su masa. Los números que etiquetan los puntos en cada pista en Figura\(\PageIndex{1}\) son los tiempos, en años, requeridos para que las estrellas embrionarias lleguen a las etapas que hemos estado discutiendo. Estrellas de masas mucho más altas que las del Sol alcanzan la secuencia principal en unos pocos miles a un millón de años. El Sol requirió millones de años antes de que naciera. Se requieren decenas de millones de años para que las estrellas de menor masa evolucionen a la secuencia principal inferior. (Veremos que esto resulta ser un principio general: las estrellas masivas atraviesan todas las etapas de la evolución más rápido que las estrellas de baja masa).

Repasaremos las etapas posteriores en la vida de una estrella en Estrellas desde la Adolescencia hasta la Vejez, examinando lo que sucede después de que las estrellas lleguen a la secuencia principal y comiencen una “adolescencia prolongada” y “adultez” de fusionar hidrógeno para formar helio. Pero ahora queremos examinar la conexión entre la formación de estrellas y planetas.

Resumen

La evolución de una estrella se puede describir en términos de cambios en su temperatura y luminosidad, lo que mejor se puede seguir trazándolos en un diagrama H—R. Las protoestrellas generan energía (y calor interno) a través de una contracción gravitacional que típicamente continúa durante millones de años, hasta que la estrella alcanza la secuencia principal.