22.5: La evolución de las estrellas más masivas
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Explicar cómo y por qué las estrellas masivas evolucionan mucho más rápidamente que las estrellas de menor masa como nuestro Sol
- Discutir el origen de los elementos más pesados que el carbono dentro de las estrellas
Si lo que hasta ahora hemos descrito fuera toda la historia de la evolución de las estrellas y los elementos, tendríamos un gran problema en nuestras manos. Veremos en capítulos posteriores que en nuestros mejores modelos de los primeros minutos del universo, todo comienza con los dos elementos más simples: hidrógeno y helio (más un poquito de litio). Todas las predicciones de los modelos implican que no se produjeron elementos más pesados al inicio del universo. Sin embargo, cuando miramos a nuestro alrededor en la Tierra, vemos muchos otros elementos además del hidrógeno y el helio. Estos elementos deben haber sido hechos (fusionados) en algún lugar del universo, y el único lugar lo suficientemente caliente para hacerlos es dentro de las estrellas. Uno de los descubrimientos fundamentales de la astronomía del siglo XX es que las estrellas son la fuente de la mayor parte de la riqueza química que caracteriza a nuestro mundo y a nuestras vidas.
Ya hemos visto que el carbono y algo de oxígeno se fabrican dentro de las estrellas de menor masa que se convierten en gigantes rojos. Pero, ¿de dónde provienen los elementos más pesados que conocemos y amamos (como el silicio y el hierro dentro de la Tierra, y el oro y la plata en nuestras joyas)? El tipo de estrellas que hemos estado discutiendo hasta ahora nunca se calientan lo suficiente en sus centros como para hacer estos elementos. Resulta que elementos tan pesados pueden formarse solo tarde en la vida de estrellas más masivas.
Haciendo nuevos elementos en estrellas masivas
Las estrellas masivas evolucionan de la misma manera que lo hace el Sol (pero siempre más rápidamente), hasta la formación de un núcleo de carbono-oxígeno. Una diferencia es que para las estrellas con más de aproximadamente el doble de masa del Sol, el helio comienza la fusión de manera más gradual, en lugar de con un destello repentino. Además, cuando las estrellas más masivas se convierten en gigantes rojos, se vuelven tan brillantes y grandes que las llamamos supergigantes. Tales estrellas pueden expandirse hasta que sus regiones exteriores lleguen a ser tan grandes como la órbita de Júpiter, que es precisamente lo que el Telescopio Espacial Hubble ha mostrado para la estrella Betelgeuse (ver Figura\(22.1.3\) en la Sección 22.1). También pierden masa de manera muy efectiva, produciendo vientos dramáticos y arrebatos a medida que envejecen. La figura\(\PageIndex{1}\) muestra una maravillosa imagen de la enorme estrella Eta Carinae, con una gran cantidad de material expulsado claramente visible.
Pero la manera crucial en que las estrellas masivas divergen de la historia que hemos esbozado es que pueden iniciar tipos adicionales de fusión en sus centros y en las conchas que rodean sus regiones centrales. Las capas externas de una estrella con una masa mayor a aproximadamente 8 masas solares tienen un peso que es suficiente para comprimir el núcleo carbono-oxígeno hasta que se caliente lo suficiente como para encender la fusión de núcleos de carbono. El carbono puede fusionarse en aún más oxígeno, y a temperaturas aún más altas, el oxígeno y luego el neón, el magnesio y finalmente el silicio pueden construir elementos aún más pesados. El hierro es, sin embargo, el punto final de este proceso. La fusión de los átomos de hierro produce productos que son más masivos que los núcleos que se están fusionando y por lo tanto el proceso requiere energía, a diferencia de liberar energía, lo que han hecho todas las reacciones de fusión hasta este punto. Esta energía requerida viene a expensas de la propia estrella, que ahora está al borde de la muerte (Figura\(\PageIndex{2}\)). Lo que suceda a continuación se describirá en el capítulo sobre La muerte de las estrellas.
Los físicos han encontrado ahora vías nucleares mediante las cuales prácticamente todos los elementos químicos de pesos atómicos hasta el del hierro pueden ser construidos por esta nucleosíntesis (la fabricación de nuevos núcleos atómicos) en los centros de las estrellas gigantes rojas más masivas. Esto aún deja la cuestión de dónde provienen los elementos más pesados que el hierro. Veremos en el próximo capítulo que cuando las estrellas masivas finalmente agotan su combustible nuclear, la mayoría de las veces mueren en una explosión espectacular, una supernova. Los elementos más pesados se pueden sintetizar en la impresionante violencia de tales explosiones.
No sólo podemos explicar de esta manera de dónde provienen los elementos que conforman nuestro mundo y otros, sino que nuestras teorías de nucleosíntesis dentro de las estrellas son incluso capaces de predecir las abundancias relativas con las que ocurren los elementos en la naturaleza. La forma en que las estrellas construyen elementos durante diversas reacciones nucleares realmente puede explicar por qué algunos elementos (oxígeno, carbono y hierro) son comunes y otros son bastante raros (oro, plata y uranio).
Elementos en cúmulos globulares y cúmulos abiertos no son lo mismo
El hecho de que los elementos se hagan en estrellas a lo largo del tiempo explica una diferencia importante entre cúmulos globulares y abiertos. El hidrógeno y el helio, que son los elementos más abundantes en las estrellas en el vecindario solar, son también los constituyentes más abundantes de las estrellas en ambos tipos de cúmulos. Sin embargo, las abundancias de los elementos más pesados que el helio son muy diferentes.
En el Sol y la mayoría de sus estrellas vecinas, la abundancia combinada (en masa) de los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio es del 1— 4% de la masa de la estrella. Los espectros muestran que la mayoría de las estrellas de cúmulos abiertos también tienen 1— 4% de su materia en forma de elementos pesados. Los cúmulos globulares, sin embargo, son una historia diferente. Se encuentra que la abundancia de elementos pesados de estrellas en cúmulos globulares típicos es de solo 1/10 a 1/100 la del Sol. Se han descubierto algunas estrellas muy viejas que no están en racimos con abundancias aún menores de elementos pesados.
Las diferencias en la composición química son consecuencia directa de la formación de un cúmulo de estrellas. La primera generación de estrellas inicialmente solo contenía hidrógeno y helio. Hemos visto que estas estrellas, para generar energía, crearon elementos más pesados en sus interiores. En las últimas etapas de sus vidas, expulsaron materia, ahora enriquecida en elementos pesados, a los embalses de materia prima entre las estrellas. Dicha materia se incorporó entonces a una nueva generación de estrellas.
Esto significa que la abundancia relativa de los elementos pesados debe ser cada vez menor a medida que nos adentramos en el pasado. Vimos que los cúmulos globulares son mucho más antiguos que los cúmulos abiertos. Dado que las estrellas de cúmulos globulares se formaron mucho antes (es decir, son una generación anterior de estrellas) que las de cúmulos abiertos, solo tienen una abundancia relativamente pequeña de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio.
A medida que pasa el tiempo, aumenta la proporción de elementos más pesados en la “materia prima” que hace nuevas estrellas y planetas. Esto quiere decir que la primera generación de estrellas que se formaron en nuestra Galaxia no habría estado acompañada de un planeta como la Tierra, lleno de silicio, hierro, y muchos otros elementos pesados. La Tierra (y los estudiantes de astronomía que viven de ella) solo fue posible después de que generaciones de estrellas tuvieron la oportunidad de hacer y reciclar sus elementos más pesados.
Ahora está en marcha la búsqueda de verdaderas estrellas de primera generación, hechas únicamente de hidrógeno y helio. Las teorías predicen que tales estrellas deberían ser muy masivas, vivir rápido y morir rápidamente. Debieron haber vivido y muerto hace mucho tiempo. El lugar para buscarlos es en galaxias muy distantes que se formaron cuando el universo tenía apenas unos cientos de millones de años, pero cuya luz sólo está llegando ahora a la Tierra.
Acercarse a la muerte
En comparación con las vidas de la secuencia principal de las estrellas, los eventos que caracterizan las últimas etapas de la evolución estelar pasan muy rápidamente (especialmente para las estrellas masivas). A medida que aumenta la luminosidad de la estrella, su tasa de consumo de combustible nuclear aumenta rápidamente, justo en ese momento de su vida en que su suministro de combustible comienza a agotarse.
Después de que el combustible principal, el hidrógeno, se agota en el núcleo de una estrella, vimos que otras fuentes de energía nuclear están disponibles para la estrella en la fusión de, primero, helio y luego de otros elementos más complejos. Pero el rendimiento energético de estas reacciones es mucho menor que el de la fusión de hidrógeno con helio. Y para desencadenar estas reacciones, la temperatura central debe ser superior a la requerida para la fusión del hidrógeno al helio, lo que lleva a un consumo aún más rápido de combustible. Claramente se trata de un juego perdedor, y muy rápidamente la estrella llega a su fin. Al hacerlo, sin embargo, pueden suceder algunas cosas notables, como veremos en La muerte de las estrellas.
Conceptos clave y resumen
En estrellas con masas superiores a aproximadamente 8 masas solares, las reacciones nucleares que involucran carbono, oxígeno y elementos aún más pesados pueden acumular núcleos tan pesados como el hierro. La creación de nuevos elementos químicos se llama nucleosíntesis. Las etapas tardías de la evolución ocurren muy rápidamente. En última instancia, todas las estrellas deben agotar todos sus suministros de energía disponibles. En el proceso de morir, la mayoría de las estrellas expulsan algo de materia, enriquecida en elementos pesados, al espacio interestelar donde puede ser utilizada para formar nuevas estrellas. Por lo tanto, cada generación siguiente de estrellas contiene una mayor proporción de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Este enriquecimiento progresivo explica por qué las estrellas en cúmulos abiertos (que se formaron más recientemente) contienen más elementos pesados que los de los antiguos cúmulos globulares, y nos dice de dónde provienen la mayoría de los átomos en la Tierra y en nuestros cuerpos.
Glosario
- nucleosíntesis
- la construcción de elementos pesados a partir de elementos más ligeros por fusión nuclear