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Evoluzione stellare

Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il diagramma H-R.

Il termine evoluzione stellare designa in astronomia i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza. Durante il suo ciclo evolutivo la stella subisce variazioni di luminosità, raggio e temperatura fotosferica e nucleare anche molto pronunciate. Tuttavia, dato che il ciclo vitale di una stella si estende per un tempo molto lungo su scala umana (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire passo passo l'intero ciclo di vita di una stella; pertanto, per compredere come esse evolvono si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita, e si costruiscono modelli fisico-matematici che permettono di riprodurre le proprietà osservate.

Uno strumento fondamentale per gli astronomi, al fine di compredere i meccanismi evolutivi, è il diagramma Hertzsprung-Russell (o diagramma H-R) che, riportando temperatura e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) permette di sapere in che fase della vita si trova una stella. A seconda della massa, dell'età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono differenti e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire differenti percorsi evolutivi sul diagramma H-R.

Alcuni astronomi considerano non appropriato il termine "evoluzione", e preferiscono usare il termine ciclo vitale stellare, in quanto le stelle non subiscono un processo evolutivo simile a quello degli individui di una specie ma, piuttosto, cambiano nelle loro quantità osservabili seguendo fasi ben precise che dipendono strettamente dalle caratteristiche fisiche della stella stessa.

Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar.

El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus escalas temporales, casi siempre muy superiores a la de una vida humana. Por ello no se puede analizar el ciclo de vida completo de cada estrella individualmente, sino que es necesario realizar observaciones de muchas de ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de ese proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de los cúmulos estelares, los que esencialmente son colecciones de estrellas de edad y metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esos estudios luego se comparan con modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura estelar.

Cenni storici

Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa.

Formazione

La Nebulosa Aquila, una regione HII nella costellazione del Serpente.

La nascita delle stelle è stata osservata con l'ausilio dei grandi telescopi di terra e soprattutto dei telescopi spaziali (in particolar modo Hubble e Spitzer). Le moderne tecniche di osservazione dello spazio nelle varie lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, soprattutto nell'ultravioletto e nell'infrarosso, e l'importante contributo della radioastronomia, hanno permesso di individuare i luoghi di formazione stellare.

Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad "alta" densità presenti nel mezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano in maniera molto forte, creando le cosiddette regioni H II; un noto esempio di simili oggetti è la Nebulosa di Orione.

La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans, la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità.

Rappresentazione artistica della nascita di una stella all'interno di un globulo di Bok.

Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure, noti come globuli di Bok, che arrivano a contenere una quantità di materia pari ad oltre 50 masse solari (M_☉). Mentre all'interno del globulo il collasso gravitazionale causa un incremento della densità materiale, l'energia potenziale gravitazionale viene convertita in energia termica, con un conseguente aumento della temperatura: si forma in tal modo una protostella, circondata da un disco che ha il compito di accrescerne la massa. Il periodo in cui l'astro è soggetto al collasso, fino all'innesco, nelle parti centrali della protostella, delle reazioni di fusione dell'idrogeno in elio, è variabile. Una stella massiccia in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni, mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni.

Se possiede una massa inferiore a 0,08 M_☉, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una fredda e poco brillante nana bruna; se possiede una massa fino ad otto masse solari, si forma una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario; se la massa è superiore ad 8 M_☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase. Le stelle pre-sequenza principale si dividono in due categorie: le stelle T Tauri (ed FU Orionis), che hanno una massa non superiore a due masse solari, e le stelle Ae/Be di Herbig, con masse fino ad otto masse solari. Queste stelle sono però caratterizzate da forti instabilità e variabilità, poiché non si trovano ancora in una situazione di equilibrio idrostatico.
Un fenomeno tipico della fase T Tauri sono gli oggetti di Herbig-Haro, caratteristiche nebulose a emissione originate dalla collisione tra i flussi molecolari in uscita dai poli stellari e il mezzo interstellare.

Enigmatico è il meccanismo di formazione delle stelle massicce. Le stelle di classe B (≥9M_☉), nel momento in cui al loro interno si innescano le reazioni nucleari, si trovano ancora nel pieno della fase di accrescimento, la quale sarebbe contrastata e frenata dalla radiazione prodotta dal giovane astro; tuttavia, come accade per le stelle meno massicce, sembra che si formino dei dischi associati a getti polari che permetterebbero all'accrescimento di proseguire. Analogamente, per quanto riguarda le stelle di classe O (>15M_☉), le reazioni subentrano durante la fase di accrescimento, la quale prosegue però grazie alla formazione di enormi strutture toroidali, fortemente instabili.

La masa de la nube determina también la masa de la estrella. No toda la masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir. Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su viento estelar llegando al punto de detener el colapso del resto del gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo en la masa de las estrellas que se pueden formar en torno a las 120 ó 200 masas solares. La metalicidad reduce ese límite, algo incierto, debido a que los elementos son más opacos al paso de la radiación cuanto más pesados. Por lo tanto una mayor opacidad hace que el gas frene su colapso más rápidamente por acción de la radiación.

Sequenza principale

Le stelle trascorrono circa il 90% della propria esistenza in una fase di stabilità durante la quale fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; tale fase prende il nome di sequenza principale.

In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio (che per gran parte delle stelle risulta irrisoria). Il Sole, ad esempio, perde, nel vento solare, 10⁻¹⁴ masse solari di materia all'anno, ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10⁻⁷ – 10⁻⁵ masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sull'evoluzione dell'astro.

La durata della fase di sequenza principale dipende innanzi tutto dalla quantità di combustibile nucleare disponibile, quindi dalla velocità a cui esso è fuso; vale a dire, dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. La permanenza del Sole nella sequenza principale è stimata in circa 10¹⁰ anni. Le stelle più grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente ed hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).

Oltre alla massa, un ruolo preminente nell'evoluzione dell'astro è rivestito dalla propria metallicità, che influenza la durata della sequenza principale, l'intensità del campo magnetico e del vento stellare. Le vecchie stelle di popolazione II hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.

Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Aquí la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio, y una envoltura que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de tiempo de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más masivas y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas. Lentamente, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo disminuye, con lo que éste ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar. Por este motivo las estrellas aumentan su luminosidad durante la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

En una estrella de secuencia principal distinguimos dos modos de quemar el hidrógeno del núcleo, las cadenas PP o cadenas protón-protón y el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

Las cadenas protón-protón se llaman así porque son el conjunto de reacciones que parten de la fusión de un ion de hidrógeno con otro igual, o lo que es lo mismo, de un protón con otro protón. Las siglas del ciclo CNO hacen referencia a los elementos que intervienen en sus reacciones, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Este conjunto de reacciones usa el carbono-12 como catalizador nuclear. El ciclo CNO es mucho más sensible (dependiente) a la temperatura que las cadenas PP, por lo que a temperaturas elevadas (a partir de 2 × 10⁷K) pasa a ser la reacción dominante y la que aporta el grueso de la energía de la estrella; esto ocurre en estrellas más masivas que aproximadamente 1,5 masas solares. Debido a esa gran dependencia con la temperatura, los núcleos de las estrellas en las que domina el ciclo CNO son pequeños y convectivos, mientras que aquellos en los que predominan las cadenas PP son mayores y radiativos. El menor tiempo limitante de las estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiempo su hidrógeno.

Fase post-sequenza principale

La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.

Stelle con masse tra 0,08 ed 8 M_☉

Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,5 masse solari, le nane rosse, si riscaldano mano a mano che l'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l'idrogeno è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio. Tuttavia, poiché la durata della sequenza principale per una stella di questo tipo è stata stimata sugli 80 miliardi – 1 bilione di anni e l'attuale età dell'universo si aggira sui 13,7 miliardi di anni, pare logico credere che alcuna nana rossa abbia avuto il tempo di giungere al termine della sequenza principale.

Le stelle la cui massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo (core) subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni, in reazione al vasto surplus energetico che ricevono dal core in contrazione, si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso. Ad un certo punto l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di gas immediatamente superiore al nucleo di raggiungere la temperatura di innesco dell'idrogeno, che fonderà in elio l'idrogeno residuo. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.

Un'immagine della gigante rossa AGB Mira vista nell' ultravioletto dal Telescopio spaziale Hubble (NASA-ESA)

Quando il nucleo raggiunge la massa sufficiente, una complessa serie di contrazioni e collassi gravitazionali provoca un forte innalzamento della temperatura nucleare sino ad oltre 100 milioni di kelvin, che segna l'innesco (flash) della fusione dell'elio in carbonio e ossigeno tramite il processo tre alfa, mentre nel guscio immediatamente superiore continua il processo di fusione dell'idrogeno residuo in elio. La stella, raggiungendo questo stadio evolutivo, arriva ad un nuovo equilibrio e si contrae leggermente passando dal ramo delle giganti rosse al ramo orizzontale del diagramma H-R.

Non appena l'elio è stato completamente esaurito all'interno del core, lo strato attiguo, che in precedenza ha fuso l'idrogeno in elio, inizia a fondere quest'ultimo in carbonio, mentre sopra di esso un altro strato continua a fondere parte dell'idrogeno restante in elio; la stella entra così nel ramo asintotico delle giganti (AGB, acronimo di Asymptotic Giant Branch).

Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella AGB possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 10⁸ km (alcune unità astronomiche), come nel caso di Mira (ο Ceti), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5 × 10⁸  km (3 U.A.).

Se la stella ha una massa sufficiente (non superiore ad 8-9 M_☉), col tempo è possibile l'innesco anche della fusione di una parte del carbonio in ossigeno, neon e magnesio.

Qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento, la stella compensa questo deficit energetico contraendo le proprie dimensioni e riscaldando la propria superficie; a questo punto la stella attraversa una fase evolutivamente parallela a quella di gigante rossa, ma caratterizzata da una temperatura superficiale decisamente più elevata, che prende il nome di fase di gigante blu.

Stelle con masse superiori ad 8 M_☉

Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, le stelle massicce (con massa superiore ad 8 M_☉) si espandono raggiungendo lo stadio di supergigante rossa.

Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, i processi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo.

In tali stelle, poco prima della loro fine, può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo che appare stratificato; tale struttura è paragonata da molti astrofisici agli strati concentrici di una cipolla. In ciascun guscio avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso. Il prodotto finale della nucleosintesi è il nichel-56 (⁵⁶Ni), risultato della fusione del silicio, che viene completata nel giro di pochi giorni.

Schema degli "strati a cipolla" di una stella massiccia nelle ultime fasi di vita. (Non in scala)

Il nichel-56 decade rapidamente in ferro-56 (⁵⁶Fe). Poiché i nuclei del ferro possiedono un'energia di legame nettamente superiore a quella di qualunque altro elemento, la loro fusione, anziché essere un processo esotermico (che produce ed emette energia), è fortemente endotermica (cioè richiede e consuma energia).

La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di supergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficie fotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualunque momento, a patto che rallentino le reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.

Nelle stelle più massicce ormai in una fase evolutiva avanzata un grande nucleo di ferro inerte si deposita al centro dell'astro; in tali oggetti gli elementi più pesanti, spinti da moti convettivi, possono affiorare in superficie, formando degli oggetti molto evoluti noti come stelle di Wolf-Rayet, caratterizzate da forti venti stellari che provocano una consistente perdita di massa.

Fasi finali dell'evoluzione stellare

Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad un collasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una stella compatta, costituita da materia in uno stato altamente degenere.

Stelle con masse tra 0,08 ed 8-10 M_☉

La formazione di una nebulosa planetaria (nell'animazione, la Nebulosa Elica) a partire da una stella AGB.

In seguito ai progressivi collassi e riscaldamenti susseguitisi durante le fasi sopra descritte, il nucleo della stella assume una forma degenere: si forma in questo modo la nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari).

Alcune nane bianche fotografate da HST nell'ammasso globulare NGC 6397.

Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di vento stellare. Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento" che assorbe la radiazione ultravioletta emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di luce visibile dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire una nebulosità in espansione, la nebulosa protoplanetaria prima e planetaria poi, al cui centro rimane il cosiddetto nucleo della nebulosa planetaria (PNN, dall'inglese Planetary Nebula Nucleus), che diverrà poi la nana bianca.

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 miloni di K, che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di nana nera. Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.

Stelle massicce (>10 M_☉)

Animazione dell'esplosione di una supernova. (ESO)

Nelle stelle con masse superiori ad 8 masse solari, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Oltrepassato questo limite, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro ad un improvviso e irreversibile collasso. Gli elettroni urtano contro i protoni dando origine a neutroni e neutrini assieme ad un forte decadimento beta ed a fenomeni di cattura elettronica. L'onda d'urto generata da questo improvviso collasso provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova di tipo II o di tipo Ib o Ic, se si trattava di una stella particolarmente massiccia.

Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita. Le supernovae esplose in epoca storica nella Via Lattea furono osservate ad occhio nudo dagli uomini, che le ritenevano erroneamente delle "nuove stelle" (donde il termine nova, utilizzato inizialmente per designarle) che comparivano in regioni del cielo dove prima non sembravano essercene.

La Nebulosa del Granchio, il resto della supernova SN 1054 esplosa il 4 luglio 1054 nella costellazione del Toro. (HST)

L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, quali oro, magnesio ecc; questo fenomeno è detto nucleosintesi delle supernovae. L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto resto di supernova, mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una stella di neutroni (che talvolta si manifesta come pulsar), che si configura stabile poiché il collasso gravitazionale, cui andrebbe naturalmente incontro, è contrastato dalla pressione del neutronio, la particolare materia degenere di cui tali oggetti sono costituiti. Tali oggetti hanno una densità elevatissima (circa 10 ¹⁷ kg/m³) e sono costituiti da neutroni, con una certa percentuale di materia esotica, principalmente materia di quark, presente probabilmente nel suo nucleo.

Nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari (limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff), nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale ed il nucleo collassa fino a raggiungere dimensioni inferiori al raggio di Schwarzschild: si origina così un buco nero stellare. La materia costituente il buco nero si trova in un particolare stato, altamente degenere, che i fisici non sono ancora riusciti ad esplicare.

Gli strati esterni della stella espulsi nella supernova contengono una grande quantità di elementi pesanti che possono essere reimpiegati in nuovi processi di formazione stellare; tali elementi possono anche permettere la formazione di sistemi extrasolari, che possono contenere, eventualmente, anche dei pianeti di tipo roccioso. Le esplosioni delle supernovae ed i venti delle stelle massicce svolgono un ruolo di primo piano nel plasmare le strutture del mezzo interstellare.

Tabella riassuntiva

Massa originale (in M☉)	Luminosità nella SP (in L☉)	Durata della SP (× 10 9 anni)	Prodotto finale della fusione	Fenomeno terminale	Massa espulsa (in M☉)	Natura del residuo	Massa del residuo (in M☉)	Densità del residuo (×103 kg m−3)	Raggio del residuo (in m)	Accel. di gravità (in m s−2)
30	10,000	0,06	ferro	supernova tipo Ib	24	buco nero	6	3 × 1015	6192,21	5,19 × 1012
10	1,000	0,10	silicio	supernova tipo II	8,5	stella di neutroni	1,5	5 × 1014	17861,44	2,5 × 1012
3	100	0,30	ossigeno	nebulosa planetaria	2,2	nana bianca	0,8	2 × 107	2,67 × 106	1,49 × 107
1	1	10	carbonio	nebulosa planetaria	0,3	nana bianca	0,7	107	3,22 × 106	8,99 × 106
0,3	0,004	800	elio	vento stellare	0,01	nana bianca	0,3	106	5,22 × 106	1,46 × 106

da tradurre da es

{{tradotto da|es|Evolución estelar|9-11-2009|31306301}}

La evolución posterior a la secuencia principal: La vejez de las estrellas

Cuando el hidrógeno desaparece en el centro de la estrella, la estrella comienza su vejez. A partir de este momento, su evolución será muy distinta en función de su masa.

Estrellas de masa baja e intermedia ( M < 9 M_Sol )

Fase de subgigante (SubG)

Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una cáscara alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, por lo que se mueve hacia la derecha en el diagrama Hertzsprung-Russell sin variar mucho su luminosidad. Esta fase es la de subgigante y es un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja.

Fase de gigante roja (GR)

Al evolucionar una subgigante hacia la derecha (temperaturas más bajas) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, en un momento dado la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidad aumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 5-6 millardos de años el Sol llegará a esta condición y devorará a Mercurio y quizás a Venus.

Al igual que una subgigante, una gigante roja deriva su energía de quemar hidrógeno en helio en una cáscara alrededor de su núcleo inerte de helio. La fase de gigante roja termina cuando dicho helio se enciende mediante el proceso triple-alfa. En estrellas con masa inferior a 0,5 masas solares, la temperatura central nunca llega a ser lo suficientemente alta como para que se actuve el proceso triple-alfa, por lo que para ellas ésta es la última fase en la que la estrella se soporta a sí misma con reacciones nucleares.

Durante la fase de gigante roja se produce el «primer dragado» (first dredge-up en inglés), en el que el material procesado nuclearmente en el interior de la estrella es transportado por la convección (propia de la envoltura de las gigantes rojas) hasta la superficie, tornándose así detectable.

Fase del apelotonamiento rojo (AR) o de la rama horizontal (RH)

Al encenderse el helio en estrellas de más de 0,5 M_Sol de masa inicial, la luminosidad de la estrella desciende ligeramente y su tamaño disminuye. Para estrellas de metalicidad solar, la temperatura superficial no varía mucho con respecto a la fase de gigante roja y esta fase recibe el nombre de apelotonamiento rojo (en inglés, red clump) pues las estrellas de masas similares aparecen agrupadas alrededor de un punto del diagrama Hertzsprung-Russell. Para estrellas de menor metalicidad, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe el nombre de rama horizontal (en inglés, horizontal branch), pues las estrellas de masas similares aparecen distribuidas a lo largo de una línea de temperatura variable y luminosidad constante en dicho diagrama.

${\mbox{Triple}}\ {\boldsymbol {\alpha }}$

${\begin{alignedat}{2}{}^{4}He+{}^{4}He&\rightleftharpoons {}^{8}Be+\gamma \\{}^{8}Be+{}^{4}He&\to {}^{12}C+\gamma \\{}^{12}C+{}^{4}He&\to {}^{16}O+\gamma \\{}^{16}O+{}^{4}He&\to {}^{20}Ne+\gamma \\{}^{16}Ne+{}^{4}He&\to {}^{24}Mg+\gamma \end{alignedat}}$

El proceso de quemado o fusión del helio se lleva a cabo por un conjunto de reacciones que reciben el nombre de triple-alfa porque consiste en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12. A estas alturas el núcleo ha incrementado su densidad y su temperatura hasta llegar a los 100 millones de K (10⁸ K). En la etapa del quemado del hidrógeno el berilio-8 era un elemento inestable que se descomponía en dos partículas alfa tal y como se ve en la cadena PP III y a las temperaturas de la segunda etapa de combustión sigue siéndolo. Ocurre que, a pesar de su inestabilidad, un buen porcentaje del berilio producido por la fusión de dos núcleos de helio-4 acaba uniéndose a otra partícula alfa antes de que tenga tiempo de desintegrarse. Así, en el núcleo de la estrella siempre hay una cierta cantidad de berilio en un equilibrio que resulta del balance entre el fabricado y el que se desintegra. La siguiente reacción de conversión del carbono en oxígeno se produce a continuación con relativa frecuencia. El problema es que se desconoce la sección eficaz de dicha reacción por lo que no se sabe en qué proporciones se forman ambos elementos. Por lo que respecta a la transformación del oxígeno-16 en neón-20 ésta tiene una contribución pequeña pero no despreciable. Por último, apenas unas pocas trazas de magnesio se producirán en esta segunda etapa.

Del helio se pasa al carbono y al oxígeno así que los elementos intermedios (Be, B y Li) no se forman en las estrellas. Éstos se fabrican en el medio interestelar por las desintegraciones del carbono, nitrógeno y oxígeno producidas por los rayos cósmicos (protones y electrones). Otro aspecto interesante en la fusión del helio es el cuello de botella que se produce al no poderse fabricar elementos con masas atómicas de valores 5 y 8 ya que los isótopos con dicho número másico son siempre altamente inestables. Así, las interacciones entre el helio-4 y otros protones u otros núcleos de helio-4 no influyen en la composición de la estrella pero sí que, a la larga, irán entorpeciendo cada vez más hasta reducir enormemente el rendimiento de las reacciones de fusión del hidrógeno.

Fase de la rama asintótica gigante (RAG)

Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que antes se agotó el hidrógeno al final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a quemar el helio en capa y la estrella vuelve a escalar el diagrama Hertzsprung-Russell mientras su temperatura superficial se reduce y la estrella se vuelve a hinchar. Como la trayectoria seguida se asemeja a la que hizo antes en la fase de gigante roja, esta fase se conoce como la rama asintótica gigante (en inglés, asymptotic giant branch). La estrella acabará hinchándose hasta un tamaño de aproximadamente el doble del que consiguió en la fase de gigante roja.

En esta fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que al terminarla se quedará sin combustible nuclear. En ella se producen el segundo y el tercer dragados, en los que material reprocesado nuclearmente aflora en la superficie. Así mismo, al final de esta fase la estrella puede conseguir reactivar el quemado de hidrógeno en una capa relativamente externa de la estrella. La posibilidad de quemar dos especies distintas (hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que dará lugar a pulsos térmicos, los cuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de masa de la estrella. Así, la estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.

Estrellas de masa elevada ( 9 M_Sol < M < 30 M_Sol )

Capas de combustión en una estrella agonizante en sus últimos momentos antes del colapso final.

Las estrellas de masa superior a 9 M_Sol tienen una evolución radicalmente distinta a las de masa inferior por tres razones:

1. Las temperaturas en su interior son los suficientemente altas como para quemar los elementos resultantes del proceso triple-alfa en fases sucesivas hasta llegar al hierro.
2. La luminosidad es tan elevada que la evolución posterior a la secuencia principal dura únicamente de uno a unos pocos millones de años.
3. Las estrellas masivas experimentan tasas de pérdida de masa mucho mayores que las de masa inferior. Ese efecto condicionará su desplazamiento en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Así pues, las estrellas de más de 9 M_Sol atravesarán fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta.

Fases de supergigante azul (SGAz) y supergigante amarilla (SGAm)

Al acabar de quemar hidrógeno en la secuencia principal, las estrellas de masa elevada se mueven rápidamente en el diagrama Hertzsprung-Russell de izquierda a derecha, esto es, manteniendo una luminosidad constante pero con su temperatura superficial decreciendo rápidamente. Así pues, la estrella pasa rápidamente (en decenas de miles de años o inluso menos) por las fases de supergigante azul (temperatura superfcial en torno a los 20.000 K) y supergigante amarilla (temperatura superficial en torno a los 6.000 K) y, en la mayoría de los casos, casi todo el quemado del helio se produce ya en la siguiente fase (la de supergigante roja). No obstante, para algunas masas y metalicidades, los modelos teóricos. predicen que el quemado de helio se producirá cuando la superficie de la estrella esté relativamente caliente. En esos casos, las fases de supergigante azul y/o amarilla podrán ser relativamente longevas (centenares de miles a un millón de años).

Fase de supergigante roja (SGR)

Las estrellas con masas comprendidas entre 9 M_Sol y $\approx$30 M_Sol y metalicidad solar acaban sus vidas como supergigantes rojas. Estos objetos son las estrellas más grandes (en tamaño) del universo, con radios de varias unidades astronómicas. Las supergigantes rojas tienen elevadas tasas de pérdida de masa, lo que hace que a su alrededor existan grandes cantidades de material expulsado por la estrella.

Como ya se ha comentado, una estrella de este rango de masas es capaz de quemar distintos elementos hasta llegar al hierro. A partir de ahí, ya no es posible extraer energía de reacciones nucleares y se desencadena una supernova de colapso gravitatorio. El remanente estelar será en la mayoría de los casos una estrella de neutrones.

Estrellas de masa muy elevada ( M > 30 M_Sol )

Al igual que las estrellas de entre 9 M_Sol y 30 M_Sol, las estrellas de este grupo (las más masivas de todas), son capaces de seguir quemando nuclearmente distintos elementos hasta llegar al hierro y producir una supernova. Sin embargo, existen dos diferencias fundamentales con el rango de masas anterior:

1. Las tasas de pérdida de masa son tan elevadas que la estrella no se puede desplazar hasta el extremo derecho del diagrama Hertzsprung-Russell para formar una supergigante roja.
2. El remanente final será en la mayoría de los casos un agujero negro en vez de una estrella de neutrones.

Las estrellas de masa muy elevada son las más difíciles de modelar numéricamente y las más sensibles a la influencia de otros parámetros como la metalicidad o la velocidad de rotación. Por esa razón, el límite de 30 M_Sol que las separa de las del grupo anterior es (a) relativamente incierto y (b) muy dependiente de esos parámetros secundarios.

Fase de variable luminosa azul (VLA)

Mientras agotan su hidrógeno, las estrellas de masa muy elevada se desplazan a la derecha para convertirse en supergigantes azules, al igual que lo hacen las estrellas de masas comprendidas entre 9 M_Sol y 30 M_Sol. Al hacerlo, aumenta la opacidad de sus atmósferas y se acercan peligrosamente al límite de Eddington. Esto hace que entren en una fase altamente inestable llamada de variable luminosa azul (VLA, en inglés, luminous blue variable o LBV) durante la cual se desprenden de sus capas exteriores. La VLA más famosa es Eta Carinae, la cual expulsó unas 10 masas solares de material en una eyección de materia que tuvo lugar a mediados del S XIX.

Fase de estrella Wolf-Rayet (WR)

Como consecuencia de la fuerte pérdida de masa de las estrellas más masivas, especialmente durante la fase de VLA, dichos objetos acaban por despojarse de sus capas más externas para presentar unas atmósferas con muy bajos o nulos contenidos de hidrógeno. Dichas estrellas se llaman Wolf-Rayet y se caracterizan por tener intensas líneas de emisión de elementos como el helio, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Otra característica peculiar de estas estrellas es la gran diferencia en masa entre su estado actual y su estado inicial, así cómo que sean menos luminosas que sus estrellas progenitoras. Así, una estrella Wolf-Rayet de 8 masas solares bien pudo iniciar su vida en la secuencia principal con 100 M_Sol. Las estrellas más masivas de todas llegan a tener vientos estelares tan fuertes que se desprenden de sus capas exteriores de hidrógeno incluso antes de llegar a la fase de VLA.

Al final de la fase Wolf-Rayet, la estrella agota su combustible nuclear y muere produciendo un brote de rayos gamma.

El destino final de las estrellas: Muertes más o menos violentas

Nebulosa planetaria + enana blanca ( M < 9-10 M_Sol )

La nebulosa Ojo de gato es una nebulosa planetaria que se formó tras la muerte de una estrella de masa similar a la del Sol. El punto luminoso en el centro señala la ubicación del remanente estelar.

Las estrellas de masa inferior a 9-10 masas solares expulsan sus capas exteriores durante la fase de gigante roja y, sobre todo, la fase de rama asintótica gigante (las de más de 0,5 masas solares). El remanente estelar resultante es el núcleo degenerado desnudo de la estrella, con una composición rica en carbono y oxígeno en la mayoría de los casos (aunque para las estrellas de menor masa el elemento dominante es el helio y para las de mayor masa también puede haber neón). Dicho remanente es una enana blanca y su superficie está inicialmente a temperaturas muy elevadas, del orden de 100.000 K. La radiación emitida por la estrella ioniza las capas recientemente expulsadas, dando lugar a una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria. Así pues, las estrellas aisladas de masa baja e intermedia acaban sus vidas de una forma relativamente poco violenta.

La nebulosa planetaria es observable mientras la enana blanca es lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal; este periodo dura unos 10.000 años. Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio, pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias (excepto durante el periodo de cristalización), por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta llegar a convertirse en una enana negra. No obstante, el tiempo necesario para ello es tan largo que ninguna enana blanca, ni siquiera las formadas al principio de la historia del universo, ha llegado hasta esa fase.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada ( M > 9-10 M_Sol )

Las estrellas de más de 9-10 masas solares (el valor exacto del límite no se conoce con precisión y puede depender de la metalicidad) evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al «pico del hierro» para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurre cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro. Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.

En función de la masa y de la metalicidad tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:

• Para la mayoría de las estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
• Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares (el límite exacto depende de la metalicidad), parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
• En estrellas de masa superior a 40 M_Sol y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.
• Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 M_Sol y 260 M_Sol existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.

El efecto en la evolución de la metalicidad, la rotación y la presencia de estrellas compañeras

La metalicidad

Las primeras estrellas del Universo estaban compuestas de forma casi exclusiva por hidrógeno y helio. La nucleosíntesis estelar y posterior expulsión al medio interestelar ha enriquecido de metales (elementos más pesados que el helio) las generaciones sucesivas de estrellas. Así, cuando el Sol se formó, aproximadamente el 2% de su masa eran metales. La metalicidad tiene los siguientes efectos sobre las estrellas:

• En la secuencia principal, una estrella pobre en metales es más pequeña en tamaño y su atmósfera es algo más caliente que la de una estrella de la misma masa más rica en metales. Este efecto se debe a que los metales aumentan la opacidad de una estrella, haciendo que se absorba más radiación en su atmósfera, incrementándose en consecuencia su tamaño.
• Para la mayoría de las estrellas de masa intermedia la metalicidad es un factor crucial a la hora de decidir si el quemado de helio en núcleo se produce en la fase del apelotonamiento rojo o en la de la rama horizontal.
• Para las estrellas masivas, la metalicidad determina la tasa de pérdida de masa por vientos estelares: a mayor metalicidad, más masa perdida. Esto hace que las fases que atraviesa una estrella dependan fuertemente de su contenido en metales. Por ejemplo, la fase final de una estrella de metalicidad solar y 40 masas solares es la Wolf-Rayet, mientras que una estrella de la misma masa y menor metalicidad (con una tasa de pérdida de masa mucho menor) la fase final es la de de supergigante roja.
• Como consecuencia de lo anterior, la masa del remanente de una estrella también dependerá de su metalicidad. Así, se cree que ninguna de las estrellas de metalicidad claramente superior a la solar es capaz de retener suficiente masa como para convertirse en un agujero negro.

La rotación

Cuando una estrella gira a gran velocidad su estructura interna puede ser muy diferente de la de una estrella que rota lentamente. La aceleración centrífuga hace que la estrella se expanda en su región ecuatorial y deje de tener simetría esférica. El ensanchamiento ecuatorial va acompañado de una diferencia de temperatura en función de la latitud. Por ejemplo, Vega (α Lyrae), una de las estrellas más brillantes del cielo y una rotadora rápida (en su ecuador la velocidad es de 275 km/s), tiene una temperatura polar de 10.150 K y una temperatura ecuatorial de 7.900 K. La rotación también provoca cambios en la tasa de pérdida de masa, con dos efectos distintos que favorecen su aumento: en los polos la mayor temperatura hace aumentar la presión de la radiación mientras que en el ecuador la aceleración centrífuga hace disminuir la gravedad efectiva. Una elevada rotación también hace que la luminosidad global sea mayor y que se produzca un mezclado mayor en el interior de la estrella, con la consecuencia de que el tiempo de vida aumenta al incrementarse el combustible nuclear disponible. Todos estos efectos interaccionan a su vez con la metalicidad de la estrella, pudiendo alterar las fases que una estrella masiva atraviesa al dejar la secuencia principal. Así, por ejemplo, que una estrella de 30 masas solares iniciales se convierta en una Wolf-Rayet o en una supergigante roja depende de su velocidad de rotación inicial.

La presencia de estrellas compañeras

Al dejar la secuencia principal una estrella se hincha. Si tiene una compañera cercana orbitando a su alrededor, la expansión puede llegar al punto de llenar el lóbulo de Roche de la estrella primaria, por lo que la atmósfera de ésta empieza a verterse sobre la secundaria. A partir de ese punto la evolución de ambas estrellas puede verse profundamente alterada, tanto en cuanto a sus masas y temperaturas superficiales como en cuanto a las fases que atraviesan y su destino final. Existen diversos posibles destinos finales de un sistema binario en el que las dos compañeras se hallan a corta distancia. Entre los más relevantes están las supernovas de tipo Ia, los sistemas binarios de rayos X y los brotes de rayos gamma de corta duración.

Escalas de tiempo en la vida de las estrellas

Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida. Pero los cambios de una fase a otra son etapas de transición que se rigen en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso casi todas las escalas temporales superan con mucho a la humana. Podemos distinguir tres escalas de tiempo fundamentales:

Escala de tiempo dinámica

Ésta es la escala de tiempo que rige en las ocasiones en que se produce una gran descompensación entre presión y gravedad. Esto es así en los momentos finales de la vida de una estrella cuando las reacciones nucleares que sostienen a la estrella agotan su combustible y se vuelven incapaces de frenar el colapso. Dicha escala de tiempo es del orden de:

$\tau _{din}=\left({\frac {R^{3}}{GM}}\right)^{1/2}=1,6\times 10^{3}\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)^{-1}\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)^{3}$ segundos.

Así, para el Sol el tiempo dinámico es de 1.600 segundos, o sea, media hora aproximadamente. Como se ve, si una de las dos fuerzas fallase, los acontecimientos se sucederían muy rápidamente hasta volver a restaurar el equilibrio.

Escala de tiempo térmica

Ésta es la escala de tiempo que mide cuánto puede subsistir la estrella con una determinada luminosidad a partir de sus reservas de energía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala de tiempo se denomina también Tiempo de Kelvin. Esta escala, por ejemplo, es la que rige la vida de las protoestrellas. Su valor es del orden de:

$\tau _{ter}\simeq 2\times 10^{7}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{2}{\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)}^{-1}{\left({\frac {L}{L_{sol}}}\right)}^{-1}$ años.

Para el Sol esto da unos 20 millones de años. Durante un tiempo ésta fue la única hipótesis para explicar la emisión de energía del Sol, y fue un gran misterio la discordancia entre esta breve escala de tiempo, frente a los registros geológicos que databan de miles de millones de años atrás. Esta situación se mantuvo hasta que se descubrió la energía nuclear.

Escala de tiempo nuclear

La escala de tiempo nuclear mide cuánto puede subsistir la estrella a partir de sus reservas de hidrógeno, helio o el combustible que esté quemando en ese momento. Su valor aproximado para el caso del hidrógeno es de:

$\tau _{nuc,H}\simeq 9\times 10^{9}{\frac {X}{X_{sol}}}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{-2,5}$ años.

Para el Sol esto arroja unos 9 mil millones de años, que es un valor aproximado para la estancia del Sol en la secuencia principal.

Queda claro pues que: $\tau _{din}<\!<\tau _{ter}<\!<\tau _{nuc}$ .

Véase también

• Clasificación estelar
• Estrellas
• Estructura estelar
• Procesos nucleares

Bibliografía

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Voci correlate

• Nucleosintesi stellare
• Formazione ed evoluzione galattica

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Collegamenti esterni

• La vita di una stella; file pdf dal sito del CODAS
• La vita di una stella (sito amatoriale sull'evoluzione stellare)