thumb|260px|Esquema de la evolución estelar. En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el 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. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.
Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases, conforme a su masa inicial:Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288
Rango de masas Fases evolutivas Destino final Masa baja: M 0,5 MSol PSP SP SubG GR EB Masa intermedia: 0,5 MSol M 9 MSol PSP SP SubG GR AR/RH RAG NP+EB Masa elevada: 9 MSol M 30 MSol PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN Masa muy elevada: 30 MSol M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN
thumb|400px|Trayectorias evolutivas de estrellas de distintas masas representadas en un diagrama de Hertzsprung-Russell.
Los
PSP: Presecuencia principal SP: Secuencia principal SubG: Subgigante GR: Gigante roja AR: Apelotonamiento rojo RH: Rama horizontal RAG: Rama asintótica gigante SGAz: Supergigante azul SGAm: Supergigante amarilla SGR: Supergigante roja WR: Estrella Wolf-Rayet VLA: Variable luminosa azul
Una estrella puede morir en forma de: EM: Enana marrón NP: Nebulosa planetaria SN: Supernova HN: Hipernova BRG: Brote
EB: Enana blanca EN: Estrella de neutrones AN: Agujero negro
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 este 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
La presecuencia principal (PSP): De la nube molecular al inicio del quemado de hidrógeno
thumb|NGC 604, una región gigante de formación estelar en la Galaxia del Triángulo Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total. La metalicidad de las estrellas que se forman a partir la nube de gas será la que posea la propia nube. Normalmente, una misma nube produce varias estrellas formando cúmulos abiertos con decenas y hasta centenares de ellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o de acrecimiento de los cuales surgirán planetas si la metalicidad es lo suficientemente elevada.
Sea como fuere, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo de la protoestrella se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra mitad se invierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleo aumenta su temperatura cada vez más hasta encender el hidrógeno, momento en el cual la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta equilibrar la gravedad.
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 o 200 masas solares.Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43 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.
La continua lucha entre la gravedad, que tiende a contraer la joven estrella, y la presión producida por el calor generado en las reacciones termonucleares de su interior, es el principal factor que determina a partir de entonces la evolución de la estrella.
La secuencia principal (SP): La fase más larga de la vida de las estrellas
thumb|250px|Esquema de estrellas en su secuencia principal: Las zonas con convección aparecen representadas por bucles mientras que las zonas de radiación se representan por flechas quebradas. En la gráfica se representa una enana roja, una naranja de tamaño medio y una gigante azul. 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 períodos 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 este 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.
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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 predomina la cadena protón-protón son pequeños y radiativos, mientras que aquellos en los que domina el ciclo CNO son mayores y convectivos. El menor tiempo limitante de las estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiempo su hidrógeno.
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 MSol ) Fase de subgigante (SubG)
Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una capa alrededor de éste. Como resultado, la estrella aumenta de tamaño 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 intermendio 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 3-4 mil millones de años el Sol llegará a esta condición y devorará a Mercurio, a Venus y quizás a la Tierra.
Al igual que una subgigante, una gigante roja deriva su energía de quemar hidrógeno en helio en una capa alrededor de su núcleo inerte de helio. La fase de gigante roja termina cuando dicho helio comienza también a fusionarse 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 active el proceso triple-alfa, por lo que para ellas esta 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)