• Gigantes rojas
• El Flash de Helio

La secuencia principal del diagrama H-R es el estado evolutivo (en él que pasa la mayor parte de su vida una estrella) que dura más tiempo en la vida de una estrella. Una vez que una estrella abandona la secuencia principal sus días están contados, es el principio del fin de cualquier estrella.

El Sol, por ejemplo, ha permanecido en la secuencia principal durante 4 500 millones de años y todavía le quedan otros 4 500 millones de años. Las estrellas enanas de tipo espectral M queman su combustible tan lentamente que ninguna de ellas ha abandonado todavía la secuencia principal, algunas de ellas permanecen durante billones de años. Las estrellas más masivas de tipos espectrales O y B evolucionan fuera de la secuencia principal en sólo unos pocos millones de años.

Los estados finales de la evolución estelar dependen críticamente de la masa de la estrella, las estrellas poco masivas mueren tranquilamente mientras que las más masivas lo hacen de una forma catastrófica. Por ello vamos a dividir la evolución en dos partes: estrellas poco masivas y estrellas masivas, estas últimas serán aquellas que tengan 8 o más masas solares. Empezaremos por considerar la evolución de una estrella como el Sol.

Como se dijo en el capitulo anterior, la gravedad siempre está presente cuando existe materia y un objeto astronómico sólo deja de colapsarse bajo su propio peso cuando lo contrarresta otro fenómeno. En el caso de las estrellas la presión del gas debida a la alta temperatura del centro es capaz de contrarrestar a la gravedad. Pero más pronto o más tarde la gravedad terminará por ganar.

En la secuencia principal la estrella permanece en equilibrio, la gravedad se equilibra con la presión del gas y su combustible, hidrógeno, se fusiona en helio (más tarde veremos las reacciones nucleares que ocurren en esta fusión del hidrógeno). El contenido de helio va aumentando en el centro de la estrella donde las temperaturas son más altas y la fusión es más rápida y conforme va pasando el tiempo ocurren cambios de poca importancia, la estrella se hace un poco más brillante y se calienta ligeramente en su superficie. Como resultado, se mueve lentamente hacia arriba y hacia la izquierda respecto a su posición original en el diagrama H-R. El Sol cuando nació hace unos 4 500 millones de años, era ligeramente más pequeño y frío.

Las fases fascinantes de la evolución estelar comienzan cuando la abundancia de hidrógeno en el núcleo disminuye en aproximadamente el 1%, es decir, el hidrógeno se ha agotado en el centro y la fusión se desplaza a capas más exteriores del núcleo. En el centro un núcleo de helio inerte empieza a crecer, mientras la fusión del hidrógeno continua fusionándose en las capas más exteriores del núcleo, la falta de fusión nuclear en el centro conduce a una situación inestable. La presión del gas se debilita pero la fuerza de la gravedad no. La temperatura del centro es del orden de 10⁷ K que no es suficiente para producir la fusión del helio y generar energía, en consecuencia, otra vez se hacen dominantes las fuerzas gravitacionales produciendo la contracción del núcleo de la estrella. Curiosamente la luminosidad no disminuye ya que la energía gravitacional cedida en la contracción se utiliza en aumentar la temperatura del núcleo de forma que el hidrógeno, que queda en una envoltura alrededor del núcleo de helio, se fusiona más rápidamente que antes. Esta fase se conoce como capa fuente de fusión de hidrógeno, esta capa genera ahora mucha energía la presión gaseosa aumenta forzando a las capas intermedias y sobre todo a las más exteriores a expandirse. Al aumentar de tamaño la estrella disminuye su temperatura superficial haciéndose más roja, la estrella se ha transformado en una gigante roja. El tiempo transcurrido desde la secuencia principal hasta las primeras fases de gigante roja es de unos 100 millones de años.

Figura 3-1-4:Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de helio.

En la Figura 3-1-4 podemos ver los cambios en el diagrama H-R, la traza evolutiva seguida por la estrella desde que abandona la secuencia principal y pasa por la región de las subgigantes para llegar a gigante roja.

En el Sol durante los próximos 4 500 millones de años, mientras consume el hidrógeno que le queda en el centro, los cambios se acelerarán. Al final del periodo el Sol será un 25% más grande y dos veces más brillante que lo fue al nacer. Entonces ya no habrá vida en la Tierra, el disco aparente del Sol llegará hasta la órbita de Venus y la temperatura en la superficie terrestre será la de fusión del plomo. En contraste su núcleo de helio será sorprendentemente pequeño, dos veces más grande que la Tierra.

La contracción del núcleo y la expansión de las capas exteriores no continua indefinidamente y al cabo de unos pocos de cientos de millones de años, para una estrella como el Sol, el helio empieza a fusionarse en el núcleo. La temperatura ha alcanzado los cien millones de grados (10⁸ K) y los núcleos de helio pueden fusionarse para dar núcleos de carbono, otro periodo de fusiones nucleares en el centro de la estrella se ha iniciado. Los núcleos de helio reciben tradicionalmente el nombre de partículas alfa, y como en esta reacción de fusión se necesitan tres núcleos de helio para formar uno de carbono, la reacción se denomina el proceso triple alfa.

Para las estrellas muy poco masivas (3 o menos masas solares) hay una complicación en el inicio del proceso de fusión del helio. El núcleo de estas estrellas alcanza densidades muy grandes y el gas constituyente alcanza un nuevo estado, se dice que el gas se degenera, cuyas propiedades se rigen por las leyes de la mecánica cuántica. Hemos dicho que en el centro de las estrellas hay núcleos de hidrógeno (protones), núcleos de helio (partículas alfa) que son los que participan en las reacciones nucleares generando energía y constituyen casi toda la masa de la estrella. Sin embargo, las estrellas tienen otro constituyente importante una gran cantidad de electrones que han sido arrancados de los átomos debido a la alta temperatura del interior estelar. Estos electrones juegan un papel importante en ciertas fases evolutivas.

El principio de exclusión de Pauli (W. Pauli fue uno de los padres de la Física cuántica) prohibe que los electrones se encuentren demasiado juntos en el núcleo, es como si cada electrón defendiese su territorio de los otros electrones ejerciendo una repulsión entre ellos que da lugar a una presión, esto ocurre a grandes densidades y se dice que los electrones se degeneran y la presión asociada se llama presión de un gas degenerado de electrones y no tienen nada que ver con la presión térmica de un gas debida a la temperatura de la estrella.

En una estrella normal, el aumento de temperatura producido por el inicio de la fusión del helio conduce a un aumento de la presión térmica del gas, que le hace expandirse y enfriarse reduciendo el número de reacciones nucleares y restableciendo el equilibrio, se dice que es una reacción en régimen controlado. En estrellas muy poco masivas, el gas se encuentra en estado degenerado y la presión de degeneración es independiente de la temperatura sólo depende de la densidad, cuando se inicia la fusión de helio y aumenta la temperatura no hay el correspondiente aumento de presión, el gas no se expande ni se enfría y el núcleo no se estabiliza. La presión de degeneración permanece más o menos igual mientras que el número de reacciones nucleares aumenta y la temperatura aumenta tan rápidamente que da lugar a una explosión llamada el flash de helio. La reacción se produce en régimen explosivo, por un periodo de unas pocas horas la fusión del helio es como una bomba incontrolada. A pesar de su brevedad este periodo de fusión incontrolada cede una cantidad de energía suficiente para expandir el núcleo, disminuyendo su densidad y en consecuencia desaparece la degeneración del gas de electrones. Este ajuste del núcleo detiene el colapso gravitacional, volviendo a su estado de equilibrio. Ahora, otra vez, la fuerza gravitacional esta equilibrada por la presión térmica del gas, el núcleo es estable y la fusión del helio en carbono está controlada.

Cuando se produce el flash de helio termina la ascensión de la estrella en la rama gigante del diagrama H-R. Después de la explosión con el reajuste de la estrella, la luminosidad disminuye y aumenta la temperatura, la traza evolutiva se desplaza hacia abajo y a la izquierda (Figura 8.5). Esta reajuste dura unos 100 000 años. Ahora la traza evolutiva se encuentra en la llamada rama horizontal del diagrama H-R, el helio se fusiona en el núcleo y en una capa que rodea a este se fusiona el hidrógeno. Durante esta fase de gigante roja se producen intensos vientos estelares que eyectan grandes cantidades de materia al exterior, puede llegar a perder del 20 al 30 % de la masa original. Así las estrellas más masivas tienen temperatura superficiales más pequeñas en esta fase, pero todas tienen la misma luminosidad después del flash de helio, por lo que se sitúan en una rama horizontal del diagrama H-R con las más masivas a la derecha y la menos masivas a la izquierda.

Conforme el helio se quema sus cenizas producen un núcleo de carbono y de nuevo va a ocurrir lo mismo que en el proceso anterior de fusión del hidrógeno cuyas cenizas producían un núcleo de helio. Cuando el helio se consume en el centro, aquí cesa la fusión y el núcleo de carbono inerte empieza a contraerse y a calentarse, mientras que en la capa que rodea al núcleo de carbono el helio se fusiona más de prisa, así como el hidrógeno en una capa más exterior que rodea a la capa de helio. La estrella contiene ahora un núcleo de carbono que se contrae, rodeado por una capa fuente de fusión de helio, que está a su vez rodeada por una capa de fusión de hidrógeno. La envoltura más exterior, donde no se producen reacciones nucleares, se expande haciendo que la estrella sea por segunda vez una gigante roja. El segundo ascenso por la rama de gigante roja se conoce como la rama gigante asintótica. La energía producida por las reacciones nucleares es ahora mayor que en la fase de gigante y el radio y la luminosidad aumentan a valores mayores que en el primer ascenso, la estrella se hace una supergigante roja.