11 Mar Formación y Evolución de una estrella

Observamos el cielo y, simultaneamente, vemos estrellas en formación en plena actividad, en trasformación, estrellas que explotan…
El diagrama de Hertzprung-Russel (HR) nos describe el recorrido que sigue cada estrella, desde que nace hasta que muere. Todo depende exclusivamente de su masa.

Si observamos el diagrama HR, parece que la mayoría de las estrellas tengan alguna característica común. Y es cierto. Todas ellas son cuerpos celestes formados por hidrógeno y otros gases, con altísimos valores de temperatura, densidad y presión en su interior. Dado que la posición de una estrella en el gráfico sólo depende de su masa (cuanto mayor sea, más luminosa será: se comparan magnitudes absolutas), el diagrama HR se transforma en un instrumento para establecer la edad de una estrella y describir su evolución, una vez conocida la masa de partida.

COMIENZA EL PROCESO DE CREACIÓN

Una estrella no puede ser eterna: irradia energía a costa de su propia masa y, al no tener una masa infinita, antes o después se apaga. Y antes o después también, se forma por condensación de la materia esparcida. En el espacio no faltan nubes de gas y polvo (nebulosas). Por tanto, es de esperar que por doquier haya estrellas en formación. Pero los átomos de la materia interestelar tienen una densidad muy baja: para formar un núcleo a cuyo alrededor a largo plazo se recoja materia suficiente como para formar una estrella, varios átomos deben hallarse cerca de forma que no puedan alejarse uno del otro. Las interferencias gravitatorias de otros cuerpos u otros fenómenos, como la explosión de una supernova, producidos en las proximidades pueden desencadenar este proceso de formación estelar. La protoestrella es un objeto casi siempre invisible: cuando aún es “frío” sólo puede verse “en negativo” (oscuro sobre fondo luminoso) o si está iluminado por una fuente cercana. Se observan muchas masas globulares oscuras (glóbulos de Bok) de grandes dimensiones (del orden del año luz).

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN

Los átomos caen por la fuerza de la gravedad cada vez a mayor velocidad hacia el centro de masa del glóbulo. Aumentan la velocidad y la presión, y el gas se vuelve cada vez más caliente. La protoestrella, ya visible en la franja de los infrarrojos, continúa volviéndose más pequeña y densa, y su temperatura pasa de casi 100 K a 50.000 K. Aunque débil y difuminada, puede ocupar su lugar en el diafragma HR y, en adelante, sus transformaciones le harían desplazarse de un punto a otro en el diagrama. Nosotros no podemos verlo porque los tiempos son demasiado dilatados (hay que tener en cuenta lo que tarda la luz de una estrella en llegar a la Tierra), pero podemos imaginar su recorrido y hallar confirmaciones teóricas y experimentales. Por ejemplo, sin duda los gases continuarán cayendo hacia el centro de la masa, el diámetro disminuirá y la temperatura aumentará.

Al alcanzar los casi 10^8 (10 elevado a 8); km de diámetro, la temperatura superficial es de 3.500 K; la protoestrella tiene un flujo de radiación aún bajo, pero ya es grandísima, más de 4.000 veces la superficie del Sol. Es un objeto rojo, enorme y, en el diagrama HR, su punto representativo se sitúa en la zona de las gigantes rojas. Allí permanecerá poco tiempo, porque los cambios se suceden con rapidez.
El radio – y la superficie irradiante – disminuyen progresivamente y, hasta que la temperatura del centro no alcance un valor del orden de 10^7 K (10 elevado a 7), la luminosidad disminuirá. Después, a dicha temperatura, se desencadenarán los procesos de fusión y la estrella se “encenderá” e irradiará energía. Tras un periodo de asentamiento se estabilizan: el diámetro será un poco menor que el solar y en la superficie casi se alcanzarán los 6.000 K.

Tras 27 millones de años desde su formación, la estrella ha encontrado un sitio estable en la secuencia principal, donde permanecerá durante 10.000 millones de años, mientras haya hidrógeno. A medida que vaya cambiando el porcentaje de hidrógeno, aumentarán las dimensiones y la luminosidad. Al cabo de unos 450 millones de años de actividad, la estrella será igual que el Sol.

Hasta aquí todo habría seguido el mismo curso, aunque en tiempos distintos, incluso si la masa de la protoestrella hubiera sido mucho mayor: no es casualidad que la secuencia principal sea la zona más densa del diagrama. Pero las cosas cambian cuando el combustible empieza a escasear.