22.4: Mayor evolución de las estrellas
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Explicar lo que sucede en el núcleo de una estrella cuando todo el hidrógeno se ha agotado
- Definir “nebulosas planetarias” y discutir su origen
- Discutir la creación de nuevos elementos químicos durante las últimas etapas de la evolución estelar
La “historia de vida” que hemos relacionado hasta ahora se aplica a casi todas las estrellas: cada una comienza como una protoestrella contratante, luego vive la mayor parte de su vida como una estrella estable de secuencia principal, y eventualmente se aleja de la secuencia principal hacia la región del gigante rojo.
Como hemos visto, el ritmo al que cada estrella pasa por estas etapas depende de su masa, con estrellas más masivas evolucionando con mayor rapidez. Pero después de este punto, las historias de vida de estrellas de diferentes masas divergen, con una gama más amplia de posibles comportamientos según sus masas, sus composiciones, y la presencia de cualquier estrella compañera cercana.
Debido a que hemos escrito este libro para estudiantes que toman su primer curso de astronomía, vamos a contar una versión simplificada de lo que les sucede a las estrellas a medida que avanzan hacia las etapas finales de sus vidas. Nosotros (quizás para su más sentido alivio) no profundizaremos en todas las formas posibles de comportarse las estrellas envejecidas y las cosas extrañas que suceden cuando una estrella es orbitada por una segunda estrella en un sistema binario. En cambio, nos centraremos únicamente en las etapas clave en la evolución de las estrellas individuales y mostraremos cómo la evolución de las estrellas de gran masa difiere de la de las estrellas de baja masa (como nuestro Sol).
Fusión de helio
Comencemos considerando estrellas con composición como la del Sol y cuyas masas iniciales son comparativamente bajas, no más de aproximadamente el doble de la masa de nuestro Sol. (Tal masa puede no parecer demasiado baja, pero las estrellas con masas menores que esta se comportan todas de una manera bastante similar. Veremos qué pasa con las estrellas más masivas en la siguiente sección.) Debido a que hay muchas más estrellas de baja masa que estrellas de gran masa en la Vía Láctea, la gran mayoría de las estrellas, incluido nuestro Sol, siguen el escenario que estamos a punto de relatar. Por cierto, utilizamos cuidadosamente el término masas iniciales de estrellas porque, como veremos, las estrellas pueden perder bastante masa en el proceso de envejecimiento y muerte.
Recuerda que los gigantes rojos comienzan con un núcleo de helio donde no se está produciendo ninguna generación de energía, rodeados de una concha donde el hidrógeno está en fusión. El núcleo, al no tener fuente de energía para oponerse a la atracción interna de la gravedad, se está encogiendo y calentando más. A medida que pasa el tiempo, la temperatura en el núcleo puede elevarse a valores mucho más calientes de lo que tenía en sus días de secuencia principal. Una vez que alcanza una temperatura de 100 millones de K (pero no antes de tal punto), tres átomos de helio pueden comenzar a fusionarse para formar un solo núcleo de carbono. Este proceso se llama proceso triple alfa, llamado así porque los físicos llaman al núcleo del átomo de helio una partícula alfa.
Cuando el proceso triple alfa comienza en estrellas de baja masa (alrededor de 0.8 a 2.0 masas solares), los cálculos muestran que todo el núcleo se enciende en una rápida ráfaga de fusión llamada flash de helio. (Las estrellas más masivas también encienden helio pero de manera más gradual y no con un destello). Tan pronto como la temperatura en el centro de la estrella se vuelve lo suficientemente alta como para iniciar el proceso triple-alfa, la energía extra liberada se transmite rápidamente a través de todo el núcleo de helio, produciendo un calentamiento muy rápido. El calentamiento acelera las reacciones nucleares, que proporcionan más calentamiento, y que acelera aún más las reacciones nucleares. Tenemos una generación desbocada de energía, que reaviva todo el núcleo de helio en un instante.
Quizás te preguntes por qué el siguiente paso importante en la fusión nuclear en las estrellas involucra tres núcleos de helio y no solo dos. Si bien es mucho más fácil conseguir que dos núcleos de helio colisionen, el producto de esta colisión no es estable y se desmorona muy rápidamente. Se necesitan tres núcleos de helio que se unen simultáneamente para hacer una estructura nuclear estable. Dado que cada núcleo de helio tiene dos protones positivos y que tales protones se repelen entre sí, se puede comenzar a ver el problema. Se necesita una temperatura de 100 millones de K para golpear tres núcleos de helio (seis protones) juntos y hacer que se peguen. Pero cuando eso sucede, la estrella produce un núcleo de carbono.
Estrellas en tu dedo meñique
Deja de leer por un momento y mira tu dedo meñique. Está lleno de átomos de carbono porque el carbono es un componente químico fundamental para la vida en la Tierra. Cada uno de esos átomos de carbono estuvo una vez dentro de una estrella gigante roja y se fusionó a partir de núcleos de helio en el proceso triple alfa. Todo el carbono de la Tierra —en ti, en el carbón que usas para hacer barbacoas y en los diamantes que podrías intercambiar con un ser querido— fue “cocinado” por generaciones anteriores de estrellas. Cómo los átomos de carbono (y otros elementos) se abrieron paso desde el interior de algunas de esas estrellas para formar parte de la Tierra es algo que discutiremos en el próximo capítulo. Por ahora, queremos enfatizar que nuestra descripción de la evolución estelar es, en un sentido muy real, la historia de nuestras propias “raíces” cósmicas —la historia de cómo nuestros propios átomos se originaron entre las estrellas. Estamos hechos de “cosas de estrellas”.
Volviéndose a ser un gigante
Después del destello de helio, la estrella, habiendo sobrevivido a la “crisis energética” que siguió al final de la etapa de secuencia principal y al agotamiento del combustible de hidrógeno en su centro, vuelve a encontrar su equilibrio. A medida que la estrella se reajusta a la liberación de energía del proceso triple-alfa en su núcleo, su estructura interna cambia una vez más: su temperatura superficial aumenta y su luminosidad general disminuye. El punto que representa la estrella en el diagrama H-R se mueve así a una nueva posición a la izquierda y algo por debajo de su lugar como un gigante rojo (Figura\(\PageIndex{1}\)). Luego, la estrella continúa fusionando el helio en su núcleo por un tiempo, volviendo al tipo de equilibrio entre la presión y la gravedad que caracterizó la etapa de secuencia principal. Durante este tiempo, un núcleo de carbono recién formado en el centro de la estrella a veces puede unirse por otro núcleo de helio para producir un núcleo de oxígeno, otro bloque de construcción de la vida.
Sin embargo, a una temperatura de 100 millones de K, el núcleo interno está convirtiendo su combustible de helio o carbono (y un poco de oxígeno) a una velocidad rápida. Así, el nuevo periodo de estabilidad no puede durar mucho tiempo: es mucho más corto que la etapa de secuencia principal. Pronto, todo el helio lo suficientemente caliente para la fusión se agotará, al igual que el hidrógeno caliente que se agotó antes en la evolución de la estrella. Una vez más, el núcleo interno no podrá generar energía vía fusión. Una vez más, la gravedad se hará cargo y el núcleo comenzará a encogerse nuevamente. Podemos pensar en la evolución estelar como una historia de una lucha constante contra el colapso gravitacional. Una estrella puede evitar colapsar siempre y cuando pueda aprovechar fuentes de energía, pero una vez que se agote algún combustible en particular, comienza a colapsar nuevamente.
La situación de la estrella es análoga al final de la etapa de la secuencia principal (cuando el hidrógeno central se agotó), pero la estrella ahora tiene una estructura algo más complicada. Nuevamente, el núcleo de la estrella comienza a colapsar bajo su propio peso. El calor liberado por la contracción del núcleo de carbono y oxígeno fluye hacia una capa de helio justo por encima del núcleo. Este helio, que no había estado lo suficientemente caliente para su fusión en carbono antes, se calienta lo suficiente para que comience la fusión y genere un nuevo flujo de energía.
Más lejos en la estrella, también hay una concha donde el hidrógeno fresco se ha calentado lo suficiente como para fundir el helio. La estrella ahora tiene una estructura multicapa como una cebolla: un núcleo carbono-oxígeno, rodeado por una concha de fusión de helio, una capa de helio, una capa de fusión de hidrógeno y, finalmente, las capas externas extendidas de la estrella (ver Figura\(\PageIndex{2}\)). A medida que la energía fluye hacia afuera de las dos conchas de fusión, una vez más las regiones exteriores de la estrella comienzan a expandirse. Su breve período de estabilidad ha terminado; la estrella regresa al dominio rojo-gigante en el diagrama H-R por un corto tiempo (ver Figura\(\PageIndex{1}\)). Pero esto es un breve y final estallido de gloria.
Recordemos que la última vez que la estrella estuvo en esta situación, la fusión de helio llegó a su rescate. La temperatura en el centro de la estrella finalmente se volvió lo suficientemente caliente como para que el producto del paso anterior de fusión (helio) se convirtiera en el combustible para el siguiente paso (el helio se fundió en carbono). Pero el paso después de la fusión de núcleos de helio requiere una temperatura tan caliente que los tipos de estrellas de menor masa (menos de 2 masas solares) que estamos discutiendo simplemente no pueden comprimir sus núcleos para alcanzarlo. No son posibles otros tipos de fusión para tal estrella.
En una estrella con una masa similar a la del Sol, la formación de un núcleo de carbono-oxígeno marca así el fin de la generación de energía nuclear en el centro de la estrella. Ahora la estrella debe enfrentar el hecho de que su muerte está cerca. Discutiremos cómo estrellas como esta terminan sus vidas en La muerte de las estrellas, pero mientras tanto, Table\(\PageIndex{1}\) resume las etapas discutidas hasta ahora en la vida de una estrella con la misma masa que la del Sol. Una cosa que nos da confianza en nuestros cálculos de evolución estelar es que cuando hacemos diagramas H-R de cúmulos más antiguos, en realidad vemos estrellas en cada una de las etapas que hemos estado discutiendo.
| Escenario | Tiempo en esta etapa (años) | Temperatura superficial (K) | Luminosidad (\(L_{\text{Sun}}\)) | Diámetro (Sol = 1) |
|---|---|---|---|---|
| Secuencia principal | 11 mil millones | 6000 | \ (L_ {\ text {dom}}\))” style="vertical-align:middle; ">1 | 1 |
| Se convierte en gigante rojo | 1.3 mil millones | 3100 como mínimo | \ (L_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">2300 como máximo | 165 |
| Fusión de helio | 100 millones | 4800 | \ (L_ {\ text {dom}}\))” style="vertical-align:middle; ">50 | 10 |
| Gigante otra vez | 20 millones | 3100 | \ (L_ {\ text {dom}}\))” style="vertical-align:middle; ">5200 | 180 |
Pérdida de masa de estrellas rojas gigantes y formación de nebulosas planetarias
Cuando las estrellas se hinchan para convertirse en gigantes rojos, tienen radios muy grandes y por lo tanto una baja velocidad de escape. 1 La presión de radiación, las pulsaciones estelares y los eventos violentos como el destello de helio pueden alejar a los átomos de la atmósfera exterior de la estrella y hacer que pierda una fracción sustancial de su masa hacia el espacio. Los astrónomos estiman que para cuando una estrella como el Sol llegue al punto del destello de helio, por ejemplo, habrá perdido hasta el 25% de su masa. Y puede perder aún más masa cuando asciende por segunda vez a la rama rojo-gigante. Como resultado, las estrellas envejecidas están rodeadas por una o más conchas de gas en expansión, cada una conteniendo tanto como 10-20% de la masa del Sol (o 0.1—0.2\(M_{\text{Sun}}\)).
Cuando cesa la generación de energía nuclear en el núcleo de carbono-oxígeno, el núcleo de la estrella comienza a contraerse nuevamente y a calentarse a medida que se comprime cada vez más. (Recuerda que esta compresión no será detenida por otro tipo de fusión en estas estrellas de baja masa). Toda la estrella sigue, encogiéndose y también haciéndose muy caliente, alcanzando temperaturas superficiales tan altas como 100.000 K. Estas estrellas calientes son fuentes muy fuertes de vientos estelares y radiación ultravioleta, que barren hacia afuera en las conchas de material expulsado cuando la estrella era un gigante rojo. Los vientos y la radiación ultravioleta calientan las conchas, las ionizan y las hacen brillar (así como la radiación ultravioleta de las estrellas calientes y jóvenes produce regiones H II; ver Entre las estrellas: gas y polvo en el espacio).
El resultado es la creación de algunos de los objetos más bellos del cosmos (ver la galería en Figura\(\PageIndex{3}\) y la miniatura del capítulo). A estos objetos se les dio un nombre extremadamente engañoso cuando se encontraron por primera vez en el siglo XVIII: las nebulosas planetarias. El nombre se deriva del hecho de que algunas nebulosas planetarias, cuando se ven a través de un pequeño telescopio, tienen una forma redonda con un parecido superficial con los planetas. En realidad, no tienen nada que ver con los planetas, pero una vez que los nombres se ponen en uso regular en astronomía, es extremadamente difícil cambiarlos. Hay decenas de miles de nebulosas planetarias en nuestra propia Galaxia, aunque muchas están ocultas a la vista porque su luz es absorbida por el polvo interestelar.
Como\(\PageIndex{3}\) muestra la Figura, a veces una nebulosa planetaria parece ser un simple anillo. Otros tienen conchas tenues alrededor del anillo brillante, lo que evidencia que hubo múltiples episodios de pérdida de masa cuando la estrella era un gigante rojo (ver imagen (d) en la Figura\(\PageIndex{3}\)). En algunos casos, vemos dos lóbulos de materia fluyendo en direcciones opuestas. Muchos astrónomos piensan que un número considerable de nebulosas planetarias básicamente consisten en la misma estructura, pero que la forma que vemos depende del ángulo de visión (Figura\(\PageIndex{4}\)). Según esta idea, la estrella moribunda está rodeada por un disco de gas muy denso, en forma de rosca. (Los teóricos aún no tienen una explicación definitiva de por qué la estrella moribunda debería producir este anillo, pero muchos creen que las estrellas binarias, que son comunes, están involucradas).
A medida que la estrella continúa perdiendo masa, cualquier gas menos denso que salga de la estrella no puede penetrar en el toro, pero el gas puede fluir hacia afuera en direcciones perpendiculares al disco. Si miramos perpendiculares a la dirección de salida, vemos el disco y ambos flujos hacia afuera. Si miramos “por el barril” y hacia los caudales, vemos un anillo. En ángulos intermedios, podemos ver estructuras maravillosamente complejas. Compare los puntos de vista de la Figura\(\PageIndex{4}\) con las imágenes de la Figura\(\PageIndex{3}\).
Los proyectiles de nebulosa planetaria generalmente se expanden a velocidades de 20—30 km/s, y una nebulosa planetaria típica tiene un diámetro de aproximadamente 1 año luz. Si asumimos que el proyectil de gas se ha expandido a una velocidad constante, podemos calcular que los proyectiles de todas las nebulosas planetarias visibles para nosotros fueron expulsados en los últimos 50,000 años como máximo. Después de esta cantidad de tiempo, las conchas se han expandido tanto que son demasiado delgadas y tenues para ser vistas. Ese es un tiempo bastante corto que cada nebulosa planetaria puede ser observada (en comparación con toda la vida de la estrella). Dado el número de tales nebulosas que vemos, debemos concluir que una gran fracción de todas las estrellas evolucionan a través de la fase de la nebulosa planetaria. Como vimos que las estrellas de baja masa son mucho más comunes que las estrellas de gran masa, esto confirma nuestra visión de las nebulosas planetarias como una especie de “último suspiro” de la evolución estelar de baja masa.
Reciclaje Cósmico
La pérdida de masa por estrellas moribundas es un paso clave en el gigantesco esquema cósmico de reciclaje que discutimos en Entre las estrellas: gas y polvo en el espacio. Recuerda que las estrellas se forman a partir de vastas nubes de gas y polvo. Al acabar con sus vidas, las estrellas devuelven parte de su gas a los embalses galácticos de materia prima. Eventualmente, parte del material expulsado de estrellas envejecidas participará en la formación de nuevos sistemas estelares.
No obstante, los átomos devueltos a la Galaxia por una estrella envejecida no son necesariamente los mismos que recibió inicialmente. La estrella, después de todo, ha fusionado hidrógeno y helio para formar nuevos elementos a lo largo de su vida. Y durante la etapa rojo-gigante, el material de las regiones centrales de la estrella es dragado y mezclado con sus capas externas, lo que puede provocar nuevas reacciones nucleares y la creación de elementos aún más nuevos. Como resultado, los vientos que soplan hacia afuera de tales estrellas incluyen átomos que fueron “recién acuñados” dentro de los núcleos de las estrellas. (Como veremos, este mecanismo es aún más efectivo para las estrellas de gran masa, pero sí funciona para estrellas con masas como la del Sol). De esta manera, la materia prima de la Galaxia no sólo se reabastece sino que también recibe infusiones de nuevos elementos. Se podría decir que este plan de reciclaje cósmico permite que el universo se vuelva más “interesante” todo el tiempo.
el sol gigante rojo y el destino de la tierra
¿Cómo afectará la evolución del Sol a las condiciones de la Tierra en el futuro? Aunque el Sol ha aparecido razonablemente estable en tamaño y luminosidad a lo largo de la historia humana registrada, ese breve lapso no significa nada comparado con las escalas de tiempo que hemos estado discutiendo. Examinemos las perspectivas a largo plazo para nuestro planeta.
El Sol tomó su lugar en la secuencia principal de la era cero hace aproximadamente 4.5 mil millones de años. En ese momento, emitía sólo alrededor del 70% de la energía que irradia hoy. Uno podría esperar que la Tierra hubiera estado mucho más fría de lo que es ahora, con los océanos congelados sólidos. Pero si este fuera el caso, sería difícil explicar por qué existían formas de vida simples cuando la Tierra tenía menos de mil millones de años. Los científicos ahora piensan que la explicación puede ser que mucho más dióxido de carbono estaba presente en la atmósfera de la Tierra cuando era joven, y que un efecto invernadero mucho más fuerte mantuvo la Tierra caliente. (En el efecto invernadero, gases como el dióxido de carbono o el vapor de agua permiten que la luz del Sol entre pero no permiten que la radiación infrarroja del suelo escape de regreso al espacio, por lo que la temperatura cerca de la superficie de la Tierra aumenta).
El dióxido de carbono en la atmósfera terrestre ha disminuido constantemente a medida que el Sol ha aumentado en luminosidad. A medida que el Sol más brillante aumenta la temperatura de la Tierra, las rocas tiempo más rápido y reaccionan con el dióxido de carbono, retirándolo de la atmósfera. El sol más cálido y el efecto invernadero más débil han mantenido a la Tierra a una temperatura casi constante durante la mayor parte de su vida. Esta notable coincidencia, que ha resultado en condiciones climáticas bastante estables, ha sido la clave en el desarrollo de formas de vida complejas en nuestro planeta.
Como resultado de los cambios causados por la acumulación de helio en su núcleo, el Sol seguirá aumentando en luminosidad a medida que envejezca, y cada vez más radiación llegará a la Tierra. Por un tiempo, la cantidad de dióxido de carbono seguirá disminuyendo. (Tenga en cuenta que este efecto contrarresta los aumentos en el dióxido de carbono de las actividades humanas, pero en una escala de tiempo muy lenta para deshacer los cambios en el clima que probablemente ocurran en los próximos 100 años).
Eventualmente, el calentamiento de la Tierra derretirá los casquetes polares y aumentará la evaporación de los océanos. El vapor de agua también es un gas de efecto invernadero eficiente y compensará con creces la disminución del dióxido de carbono. Tarde o temprano (los modelos atmosféricos aún no son lo suficientemente buenos para decir exactamente cuándo, pero las estimaciones oscilan entre 500 millones y 2 mil millones de años), el aumento del vapor de agua provocará un efecto invernadero desbocado.
Dentro de cerca de mil millones de años, la Tierra perderá su vapor de agua. En la atmósfera superior, la luz solar descompondrá el vapor de agua en hidrógeno, y los átomos de hidrógeno que se mueven rápidamente escaparán al espacio exterior. Al igual que Humpty Dumpty, las moléculas de agua no se pueden volver a armar. La Tierra comenzará a parecerse a la Venus de hoy, y las temperaturas se volverán demasiado altas para la vida tal como la conocemos.
Todo esto sucederá antes de que el Sol se convierta incluso en un gigante rojo. Entonces realmente empiezan las malas noticias. El Sol, a medida que se expande, tragará a Mercurio y Venus, y la fricción con la atmósfera exterior de nuestra estrella hará que estos planetas se conviertan en espiral hacia adentro hasta que se vaporicen por completo. No está del todo claro si la Tierra escapará de un destino similar. Como se describe en este capítulo, el Sol perderá parte de su masa al convertirse en un gigante rojo. La atracción gravitacional del Sol disminuye cuando pierde masa. El resultado sería que aumentaría el diámetro de la órbita terrestre (recordemos la tercera ley de Kepler). Sin embargo, cálculos recientes también muestran que las fuerzas debidas a las mareas levantadas en el Sol por la Tierra actuarán en la dirección opuesta, haciendo que la órbita de la Tierra se encoja. Así, muchos astrofísicos concluyen que la Tierra será vaporizada junto con Mercurio y Venus. Sea o no cierta esta espantosa predicción, no cabe duda de que toda la vida en la Tierra seguramente será incinerada. Pero no pierdas el sueño por esto, estamos hablando de eventos que ocurrirán dentro de miles de millones de años.
¿Cuáles son entonces las perspectivas de preservar la vida terrestre tal como la conocemos? La primera estrategia que se te ocurra sería trasladar a la humanidad a un planeta más distante y fresco. No obstante, los cálculos indican que hay largos periodos de tiempo (varios cientos de millones de años) en los que ningún planeta es habitable. Por ejemplo, la Tierra se vuelve demasiado cálida para la vida mucho antes de que Marte se caliente lo suficiente.
Una mejor alternativa puede ser mover la Tierra entera progresivamente más lejos del Sol. La idea es usar la gravedad de la misma manera que la NASA la ha usado para enviar naves espaciales a planetas distantes. Cuando una nave espacial vuela cerca de un planeta, el movimiento del planeta puede usarse para acelerar la nave espacial, ralentizarla o redirigirla. Los cálculos muestran que si tuviéramos que redirigir un asteroide para que siga apenas la órbita correcta entre la Tierra y Júpiter, podría transferir energía orbital de Júpiter a la Tierra y mover la Tierra lentamente hacia afuera, alejándonos del Sol en expansión en cada sobrevuelo. Dado que tenemos cientos de millones de años para cambiar la órbita de la Tierra, el efecto de cada sobrevuelo no necesita ser grande. (Por supuesto, es mejor que las personas que dirigen el asteroide obtengan la órbita exactamente correcta y no provoquen que el asteroide golpee la Tierra).
Puede parecer una locura pensar en proyectos para mover un planeta entero a una órbita diferente. Pero recuerda que estamos hablando del futuro lejano. Si, por algún milagro, los seres humanos son capaces de llevarse bien durante todo ese tiempo y no nos volamos en pedazos, es probable que nuestra tecnología sea mucho más sofisticada de lo que es hoy. También puede ser que si los humanos sobreviven durante cientos de millones de años, podamos propagarnos a planetas o hábitats alrededor de otras estrellas. En efecto, la Tierra, para entonces, podría ser un mundo museístico al que regresen jóvenes de otros planetas para conocer el origen de nuestra especie. También es posible que la evolución para entonces nos haya cambiado de maneras que nos permitan sobrevivir en entornos muy diferentes. ¿No sería emocionante ver cómo resulta la historia de la raza humana después de todos esos miles de millones de años?
Conceptos clave y resumen
Después de que las estrellas se convierten en gigantes rojos, sus núcleos eventualmente se calientan lo suficiente como para producir energía fusionando helio para formar carbono (y a veces un poco de oxígeno). La fusión de tres núcleos de helio produce carbono a través del proceso triple alfa. El rápido inicio de la fusión de helio en el núcleo de una estrella de baja masa se llama flash de helio. Después de esto, la estrella se vuelve estable y reduce brevemente su luminosidad y tamaño. En estrellas con masas aproximadamente el doble de la masa del Sol o menos, la fusión se detiene después de que se haya agotado el helio en el núcleo. La fusión de hidrógeno y helio en conchas alrededor del núcleo que se contrae hace que la estrella vuelva a ser un gigante rojo brillante, pero solo temporalmente. Cuando la estrella es un gigante rojo, puede arrojar sus capas externas y así exponer capas interiores calientes. Las nebulosas planetarias (que no tienen nada que ver con los planetas) son conchas de gas expulsadas por tales estrellas, puestas resplandecientes por la radiación ultravioleta de la estrella central moribunda.
Notas al pie
1 Recordemos que la fuerza de gravedad depende no sólo de la masa que haga el tirón, sino también de nuestra distancia del centro de gravedad. A medida que una estrella gigante roja se hace mucho más grande, un punto en la superficie de la estrella está ahora más lejos del centro, y por lo tanto tiene menos gravedad. Por eso baja la velocidad necesaria para escapar de la estrella.
Glosario
- flash de helio
- una ignición casi explosiva de helio en el proceso triple alfa en el denso núcleo de una estrella gigante roja
- nebulosa planetaria
- una capa de gas expulsada y expandiéndose lejos de una estrella de baja masa extremadamente caliente que se acerca al final de su vida útil (las nebulosas brillan debido a la energía ultravioleta de la estrella central)
- proceso triple alfa
- una reacción nuclear mediante la cual tres núcleos de helio se construyen (fusionan) en un núcleo de carbono