22.1: Evolución de la Secuencia Principal a Gigantes Rojos

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Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

Explicar la secuencia principal de edad cero
Describir lo que sucede con las estrellas de secuencia principal de varias masas a medida que agotan su suministro de hidrógeno

Una de las mejores maneras de obtener una “instantánea” de un grupo de estrellas es trazando sus propiedades en un diagrama H-R. Ya hemos utilizado el diagrama H-R para seguir la evolución de las protoestrellas hasta el momento en que alcanzan la secuencia principal. Ahora ya veremos qué pasa a continuación.

Una vez que una estrella ha alcanzado la etapa de secuencia principal de su vida, deriva su energía casi en su totalidad de la conversión de hidrógeno en helio a través del proceso de fusión nuclear en su núcleo (ver The Sun: A Nuclear Powerhouse). Dado que el hidrógeno es el elemento más abundante en las estrellas, este proceso puede mantener el equilibrio de la estrella durante mucho tiempo. Así, todas las estrellas permanecen en la secuencia principal la mayor parte de sus vidas. A algunos astrónomos les gusta llamar a la fase de secuencia principal la “adolescencia prolongada” o “adultez” de la estrella (continuando nuestra analogía con las etapas de una vida humana).

El borde izquierdo de la banda de secuencia principal en el diagrama H-R se denomina secuencia principal de edad cero (ver Figura\(18.4.1\) en la Sección 18.4). Usamos el término edad cero para marcar el momento en que una estrella deja de contraerse, se asienta en la secuencia principal y comienza a fusionar hidrógeno en su núcleo. La secuencia principal de edad cero es una línea continua en el diagrama H-R que muestra dónde se pueden encontrar estrellas de diferentes masas pero composición química similar cuando comienzan a fusionar hidrógeno.

Dado que solo 0.7% del hidrógeno utilizado en las reacciones de fusión se convierte en energía, la fusión no cambia la masa total de la estrella apreciablemente durante este largo período. Sin embargo, sí cambia la composición química en sus regiones centrales donde ocurren reacciones nucleares: el hidrógeno se agota gradualmente y el helio se acumula. Este cambio de composición cambia la luminosidad, temperatura, tamaño y estructura interior de la estrella. Cuando la luminosidad y la temperatura de una estrella comienzan a cambiar, el punto que representa la estrella en el diagrama H-R se aleja de la secuencia principal de edad cero.

Los cálculos muestran que la temperatura y densidad en la región interna aumentan lentamente a medida que el helio se acumula en el centro de una estrella. A medida que la temperatura se calienta, cada protón adquiere más energía de movimiento en promedio; esto significa que es más probable que interactúe con otros protones, y como resultado, la tasa de fusión también aumenta. Para el ciclo protón-protón descrito en The Sun: A Nuclear Powerhouse, la tasa de fusión sube aproximadamente a medida que la temperatura llega a la cuarta potencia.

Si la tasa de fusión sube, la velocidad a la que se genera la energía también aumenta, y la luminosidad de la estrella se eleva gradualmente. Inicialmente, sin embargo, estos cambios son pequeños y las estrellas permanecen dentro de la banda de secuencia principal en el diagrama H-R durante la mayor parte de su vida útil.

Ejemplo\(\PageIndex{1}\): Temperatura en Estrella y Velocidad de Fusión

Si la temperatura de una estrella se duplicara, ¿en qué factor aumentaría su tasa de fusión?

Solución

Dado que la tasa de fusión (como la temperatura) sube a la cuarta potencia, aumentaría en un factor de 2 ⁴, o 16 veces.

Ejercicio\(\PageIndex{1}\)

Si la tasa de fusión de una estrella aumentara 256 veces, ¿en qué factor aumentaría la temperatura?

Contestar: La temperatura aumentaría en un factor de 256 ^0.25 (es decir, la ^4ª raíz de 256), o 4 veces.

Vida útil en la secuencia principal

Cuantos años permanece una estrella en la banda de secuencia principal depende de su masa. Se podría pensar que una estrella más masiva, teniendo más combustible, duraría más, pero no es tan simple. La vida útil de una estrella en una etapa particular de evolución depende de la cantidad de combustible nuclear que tenga y de la rapidez con la que consuma ese combustible. (De la misma manera, cuánto tiempo las personas pueden seguir gastando dinero depende no sólo de la cantidad de dinero que tengan sino también de la rapidez con la que lo gasten. Es por eso que muchos ganadores de lotería que van a gastar juergas rápidamente terminan siendo pobres nuevamente.) En el caso de las estrellas, las más masivas consumen su combustible mucho más rápidamente que las estrellas de baja masa.

La razón por la que las estrellas masivas son tales derrochadoras es que, como vimos anteriormente, la tasa de fusión depende muy fuertemente de la temperatura central de la estrella. ¿Y qué determina qué tan calientes se ponen las regiones centrales de una estrella? Es la masa de la estrella: el peso de las capas superpuestas determina qué tan alta debe ser la presión en el núcleo: una masa mayor requiere mayor presión para equilibrarla. Una mayor presión, a su vez, es producida por una temperatura más alta. Cuanto mayor sea la temperatura en las regiones centrales, más rápido correrá la estrella a través de su almacén de hidrógeno central. Si bien las estrellas masivas tienen más combustible, lo queman tan prodigiosamente que sus vidas son mucho más cortas que las de sus contrapartes de baja masa. También puedes entender ahora por qué las estrellas de secuencia principal más masivas son también las más luminosas. Al igual que las nuevas estrellas de rock con su primer disco de platino, gastan sus recursos a un ritmo sorprendente.

Los tiempos de vida de la secuencia principal de estrellas de diferentes masas se enumeran en la Tabla\(\PageIndex{1}\). Esta tabla muestra que las estrellas más masivas pasan sólo unos pocos millones de años en la secuencia principal. Una estrella de 1 masa solar permanece allí durante aproximadamente 10 mil millones de años, mientras que una estrella de aproximadamente 0.4 masa solar tiene una vida útil de la secuencia principal de unos 200 mil millones de años, que es más larga que la edad actual del universo. (Tenga en cuenta, sin embargo, que cada estrella pasa la mayor parte de su vida total en la secuencia principal. Las estrellas dedican un promedio del 90% de sus vidas a fusionar pacíficamente hidrógeno en helio).

Tabla\(\PageIndex{1}\): Vida útil de las estrellas de secuencia principal
Tipo espectral	Temperatura superficial (K)	Masa (Masa de Sol = 1)	Vida útil en la secuencia principal (años)
O5	54,000	40	1 millón
B0	29,200	16	10 millones
A0	9600	3.3	500 millones
F0	7350	1.7	2.7 mil millones
G0	6050	1.1	9 mil millones
K0	5240	0.8	14 mil millones
M0	3750	0.4	200 mil millones

Estos resultados no son meramente de interés académico. Los seres humanos se desarrollaron en un planeta alrededor de una estrella tipo G. Esto significa que la vida estable de la secuencia principal del Sol es tan larga que le dio a la vida en la Tierra mucho tiempo para evolucionar. Al buscar una vida inteligente como la nuestra en planetas alrededor de otras estrellas, sería una gran pérdida de tiempo buscar alrededor de estrellas de tipo O o B. Estas estrellas permanecen estables por tan poco tiempo que es muy poco probable el desarrollo de criaturas lo suficientemente complicadas como para tomar cursos de astronomía.

De estrella de secuencia principal a gigante rojo

Finalmente, todo el hidrógeno en el núcleo de una estrella, donde está lo suficientemente caliente para reacciones de fusión, se agota. El núcleo contiene entonces solo helio, “contaminado” por cualquier pequeño porcentaje de elementos más pesados con los que tuvo que empezar la estrella. El helio en el núcleo se puede considerar como la “ceniza” acumulada de la “quema” nuclear de hidrógeno durante la etapa de secuencia principal.

La energía ya no puede ser generada por la fusión de hidrógeno en el núcleo estelar porque el hidrógeno se ha ido todo y, como veremos, la fusión del helio requiere temperaturas mucho más altas. Dado que la temperatura central aún no es lo suficientemente alta como para fundir el helio, no existe una fuente de energía nuclear para suministrar calor a la región central de la estrella. El largo período de estabilidad ahora termina, la gravedad vuelve a tomar el control y el núcleo comienza a contraerse. Una vez más, la energía de la estrella es parcialmente suministrada por la energía gravitacional, de la manera descrita por Kelvin y Helmholtz (ver Fuentes de Sol: Energía Térmica y Gravitacional). A medida que el núcleo de la estrella se encoge, la energía del material que cae hacia adentro se convierte en calor.

El calor generado de esta manera, como todo el calor, fluye hacia afuera hacia donde está un poco más frío. En el proceso, el calor eleva la temperatura de una capa de hidrógeno que pasó todo el tiempo largo de la secuencia principal justo fuera del núcleo. Como un suplente esperando en las alas de un exitoso espectáculo de Broadway una oportunidad de fama y gloria, este hidrógeno estaba casi (pero no del todo) lo suficientemente caliente como para someterse a fusión y participar en la acción principal que sostiene a la estrella. Ahora, el calor adicional producido por el núcleo que se encoge pone a este hidrógeno “por encima del límite”, y una capa de núcleos de hidrógeno justo fuera del núcleo se calienta lo suficiente como para que comience la fusión de hidrógeno.

La nueva energía producida por la fusión de este hidrógeno ahora se derrama hacia afuera de esta concha y comienza a calentar capas de la estrella más alejadas, haciendo que se expandan. En tanto, el núcleo de helio sigue contrayéndose, produciendo más calor a su alrededor. Esto conduce a una mayor fusión en la capa de hidrógeno fresco fuera del núcleo (Figura\(\PageIndex{1}\)). La fusión adicional produce aún más energía, que también fluye hacia la capa superior de la estrella.

alt — Figura Capas\(\PageIndex{1}\) Estrella durante y después de la Secuencia Principal. (a) Durante la secuencia principal, una estrella tiene un núcleo donde se produce la fusión y una envoltura mucho más grande que es demasiado fría para la fusión. b) Cuando se agota el hidrógeno del núcleo (hecho de helio, no hidrógeno), el núcleo se comprime por gravedad y se calienta. El calor adicional inicia la fusión de hidrógeno en una capa justo fuera del núcleo. Tenga en cuenta que estas partes del Sol no están dibujadas a escala.

La mayoría de las estrellas en realidad generan más energía cada segundo cuando están fusionando hidrógeno en la concha que rodea el núcleo de helio que cuando la fusión de hidrógeno estaba confinada a la parte central de la estrella; así, aumentan en luminosidad. Con toda la nueva energía vertiéndose hacia afuera, las capas externas de la estrella comienzan a expandirse, y la estrella eventualmente crece y crece hasta alcanzar proporciones enormes (\(\PageIndex{2}\)).

alt — Figura Tamaños\(\PageIndex{2}\) Relativos de Estrellas. Esta imagen compara el tamaño del Sol con el de Delta Boötis, una estrella gigante, y Xi Cygni, un supergigante. Tenga en cuenta que Xi Cygni es tan grande en comparación con las otras dos estrellas que solo una pequeña porción de ella es visible en la parte superior del marco.

Cuando quitas la tapa de una olla de agua hirviendo, el vapor puede expandirse y se enfría. De la misma manera, la expansión de las capas externas de una estrella hace que la temperatura en la superficie disminuya. A medida que se enfría, el color general de la estrella se vuelve más rojo. (Vimos en Radiación y Espectros que un color rojo corresponde a una temperatura más fría.)

Así que la estrella se vuelve simultáneamente más luminosa y más fría. En el diagrama H—R, la estrella abandona la banda de secuencia principal y se mueve hacia arriba (más brillante) y hacia la derecha (temperatura superficial más fría). Con el tiempo, las estrellas masivas se convierten en supergigantes rojas, y las estrellas de menor masa como el Sol se convierten en gigantes rojos. (Primero discutimos tales estrellas gigantes en The Stars: A Celestial Census; aquí vemos cómo se originan tales estrellas “hinchadas”). También se podría decir que estas estrellas tienen “personalidades divididas”: sus núcleos se están contrayendo mientras sus capas externas se están expandiendo. (Tenga en cuenta que las estrellas gigantes rojas en realidad no se ven de color rojo intenso; sus colores son más como el naranja o el rojo anaranjado).

¿Qué tan diferentes son estos gigantes rojos y supergigantes de una estrella de secuencia principal? Tabla\(\PageIndex{2}\) compara el Sol con el supergigante rojo Betelgeuse, que es visible sobre el cinturón de Orión como la estrella de color rojo brillante que marca la axila del cazador. En relación con el Sol, este supergigante tiene un radio mucho mayor, una densidad promedio mucho menor, una superficie más fría y un núcleo mucho más caliente.

Tabla\(\PageIndex{2}\): Comparando un Supergigante con el Sol
Propiedad	Sun	Betelgeuse
Masa (2 × 10 ³³ g)	1	16
Radio (km)	700,000	500,000,000
Temperatura superficial (K)	5,800	3,600
Temperatura del núcleo (K)	15,000,000	160,000,000
Luminosidad (4 × 10 ²⁶ W)	1	46,000
Densidad promedio (g/cm ³)	1.4	1.3 × 10 ^—7
Edad (millones de años)	4,500	10

Los gigantes rojos pueden llegar a ser tan grandes que si reemplazáramos al Sol por uno de ellos, su atmósfera exterior se extendería hasta la órbita de Marte o incluso más allá (Figura\(\PageIndex{3}\)). Esta es la siguiente etapa en la vida de una estrella a medida que avanza (para continuar nuestra analogía con la vida humana) de su largo período de “juventud” y “edad adulta” a “vejez”. (Después de todo, muchos seres humanos hoy en día también ven que sus capas externas se expanden un poco a medida que envejecen). Al considerar las edades relativas del Sol y Betelgeuse, también podemos ver que la idea de que “las estrellas más grandes mueren más rápido” es realmente cierta aquí. Betelgeuse tiene apenas 10 millones de años, que es relativamente joven en comparación con los 4.5 mil millones de años de nuestro Sol, pero ya se acerca a su agonía mortal como un supergigante rojo.

alt — Figura\(\PageIndex{3}\): Betelgeuse. Betelgeuse está en la constelación Orión, el cazador; en la imagen de la derecha, está marcado con una “X” amarilla cerca de la parte superior izquierda. En la imagen de la izquierda, la vemos en ultravioleta con el Telescopio Espacial Hubble, en la primera imagen directa jamás hecha de la superficie de otra estrella. Como muestra la escala en la parte inferior, Betelgeuse tiene una atmósfera extendida tan grande que, si estuviera en el centro de nuestro sistema solar, se extendería más allá de la órbita de Júpiter.

Modelos para Evolution to the Giant Stage

Como comentamos anteriormente, los astrónomos pueden construir modelos informáticos de estrellas con diferentes masas y composiciones para ver cómo cambian las estrellas a lo largo de sus vidas. \(\PageIndex{4}\), que se basa en cálculos teóricos del astrónomo de la Universidad de Illinois Icko Iben, muestra un diagrama H-R con varias pistas de evolución desde la secuencia principal hasta la etapa gigante. Se muestran huellas para estrellas con diferentes masas (de 0.5 a 15 veces la masa de nuestro Sol) y con composiciones químicas similares a la del Sol. La línea roja es la secuencia principal inicial o de edad cero. Los números a lo largo de las pistas indican el tiempo, en años, requerido para que cada estrella alcance esos puntos en su evolución tras abandonar la secuencia principal. Una vez más, se puede ver que cuanto más masiva es una estrella, más rápido pasa por cada etapa de su vida.

alt — Figura\(\PageIndex{4}\): Trayectorias evolutivas de estrellas de diferentes masas. Las líneas negras continuas muestran la evolución predicha desde la secuencia principal a través de la etapa gigante roja o supergigante en el diagrama H-R. Cada pista está etiquetada con la masa de la estrella que está describiendo. Los números muestran cuántos años tarda cada estrella en convertirse en gigante después de dejar la secuencia principal. La línea roja es la secuencia principal de edad cero.

Tenga en cuenta que la estrella más masiva de este diagrama tiene una masa similar a la de Betelgeuse, por lo que su pista evolutiva muestra aproximadamente la historia de Betelgeuse. El track para una estrella de 1-masa solar muestra que el Sol todavía se encuentra en la fase de la evolución de la secuencia principal, ya que solo tiene alrededor de 4.5 mil millones de años. Pasarán miles de millones de años antes de que el Sol comience su propia “escalada” alejándose de la secuencia principal, la expansión de sus capas externas que lo convertirán en un gigante rojo.

Conceptos clave y resumen

Cuando las estrellas comienzan a fusionar hidrógeno con helio, se encuentran en la secuencia principal de la era cero. La cantidad de tiempo que una estrella pasa en la etapa de secuencia principal depende de su masa. Más estrellas masivas completan cada etapa de la evolución más rápidamente que las estrellas de menor masa. La fusión de hidrógeno para formar helio cambia la composición interior de una estrella, lo que a su vez resulta en cambios en su temperatura, luminosidad y radio. Eventualmente, a medida que las estrellas envejecen, evolucionan alejándose de la secuencia principal para convertirse en gigantes rojos o supergigantes. El núcleo de un gigante rojo se está contrayendo, pero las capas externas se están expandiendo como resultado de la fusión de hidrógeno en una concha fuera del núcleo. La estrella se hace más grande, más roja y más luminosa a medida que se expande y enfría.

Glosario

secuencia principal de edad cero: una línea que denota la secuencia principal en el diagrama H-R para un sistema de estrellas que han completado su contracción de la materia interestelar y ahora están derivando toda su energía de reacciones nucleares, pero cuya composición química aún no ha sido alterada sustancialmente por reacciones nucleares