En astronomía, denomínase evolución estelar á secuencia de cambios que unha estrela experimenta ó longo da súa existencia.
miniatura|Imaxe do obxecto protoestelar Herbig-Haro 46/47. Tomada polo Telescopio Espacial Spitzer empregando luz infravermella para atravesar a nube escura. Información xeral Durante moito tempo pensouse que as estrelas eran enormes bólas de lume perpetuo. Coa aparición da ciencia moderna tratouse de explicar a orixe da enerxía que irradiaban. Primeiro pensouse que se trataba da calor procedente do colapso gravitatorio, pero esta teoría non concordaba coa antigüidade da Terra, 4.500 millóns de anos segundo os datos xeolóxicos. Tiña que haber algunha fonte de enerxía descoñecida que as mantivese activas durante lapsos tan longos, e non foi ata a irrupción, xa en pleno século XX, da física nuclear, que se puido empezar a explicar os procesos que acaecen no núcleo destes astros. Axiña quedou claro que case toda a vida das estrelas estaba rexida por procesos nucleares. Dende a formación ata a súa morte tódalas fases das estrelas dependerán do que ocorre na escala das partículas subatómicas.
A evolución estelar non se estuda observando o ciclo de vida dunha estrela individualmente senón que se realiza o estudo a partir das múltiples observacións de moitas delas, cada unha nun punto distinto da súa evolución, a modo de instantáneas dese proceso de escala temporal moi superior á humana. Recentemente tamén é posible estudar a evolución estelar a partir de modelos teóricos e simulacións numéricas da estrutura estelar.
Formación estelar miniatura|NGC 604, unha xigante rexión de formación estelar na Galaxia do Triángulo
As estrelas fórmanse a partir da fragmentación e condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidade, tamaño e masa total. A metalicidade da nube de gas será a que posúan as estrelas que orixine. Normalmente, unha mesma nube produce varias estrelas formando cúmulos abertos de entre ducias e centenares delas. Estes fragmentos de gas converteranse en discos de acrecemento dos cales xurdirán planetas se a metalicidade é o suficientemente elevada.
Sexa como queira, o gas prosegue a súa caída cara ó centro da nube. Este centro ou núcleo da protoestrela comprímese máis rápido que o resto, liberando maior enerxía potencial gravitatoria. Aproximadamente a metade desa enerxía rádiase e a outra metade invértea a protoestrela en quentarse. Desta forma o núcleo aumenta a súa temperatura cada vez máis ata acender o hidróxeno, momento no cal a presión xerada polas reacciones nucleares ascende rapidamente ata atinxir o equilibrio coa gravidade.
A masa da nube determina tamén a masa da estrela. Non toda a masa da nube chega a formar parte da estrela. Gran parte dese gas é expulsado cando o "novo sol" comeza a lucir. Canto máis masiva sexa esta nova estrela máis intenso será o seu vento estelar chegando ó punto de deter o colapso do resto do gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo na masa das estrelas que se poden formar en torno ás 60 ou 100 masas solares. A metalicidade reduce ese límite algo incerto, debido a que os elementos son máis opacos fronte ó paso da radiación canto máis pesados. Polo tanto unha maior opacidade fai que o gas free o seu colapso máis rapidamente por acción da radiación.
A continua loita entre a gravidade, que tende a contraer a xove estrela, e a presión producida pola calor xerada nas reaccións termonucleares do seu interior, son os aspectos que determinan a partir de entón a evolución da estrela.
Secuencia principal
Chámase secuencia principal á fase en que a estrela queima hidróxeno, mediante fusión nuclear fundamentalmente. Unha vez instalada na secuencia principal a estrela componse dun núcleo onde ten lugar a fusión do hidróxeno e un manto que transmite a enerxía xerada cara á superficie. A maior parte das estrelas pasan o 90% da súa vida, aproximadamente, na secuencia principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. Nesta fase as estrelas consomen o seu combustible nuclear de maneira gradual podendo permanecer estables por períodos de tempo duns poucos millóns de anos, no caso das estrelas máis grandes e quentes, a miles de millóns de anos se se trata de estrelas de tamaño medio como o Sol, ou ata decenas o mesmo centenares de miles de millóns de anos no caso de estrelas de poucas masa como as ananas vermellas. Lentamente, a cantidade de hidróxeno dispoñible no núcleo diminúe, co que esta ha de contraerse para aumentar a súa temperatura e poder deter o seu colapso gravitacional. As temperaturas do núcleo estelar máis elevadas permiten fusionar, progresivamente, novas capas de hidróxeno sen procesar. Por este motivo as estrelas aumentan a súa luminosidade Ó longo da secuencia principal de forma paulatina e regular. Cando o hidróxeno do núcleo finalmente se esgota a estrela sofre unhas rápidas transformacións que a converten en xigante vermella. Ó longo de toda esta etapa soamente procesará o 10% da súa masa.
Nunha estrela de secuencia principal distinguimos dous modos de queimar o hidróxeno do núcleo. Poderíase pensar que a fusión de hidróxeno en helio se realiza mediante o choque de catro protóns. Pero este tipo de choques múltiples son moito máis improbables que as colisións por parellas. Por iso a combustión realízase mediante cadeas de reaccións que conducen ó helio-4. O que determinará a través de que cadea o ciclo queima o seu hidróxeno será a masa da propia estrela, pois o valor desta determina as condicións de presión e temperatura do seu núcleo.
Cadeas PP ( 0.08MSol - 1.5MSol )
As cadeas protón - protón chámanse así porque son aquel conxunto de reaccións que parten da fusión dun ión de hidróxeno con outro igual, ou o que é o mesmo, dun protón con outro protón. Distínguense tres cadeas: A PPI, PPII e a PPIII. Cada unha cunha probabilidade de ocorrencia distinta segundo a temperatura do núcleo. A fusión do hidróxeno mediante as cadeas PP dáse en tódalas estrelas pero nas máis masivas a súa contribución é mínima. Dita reacción só predomina ata as 1,5 masas solares. Por debaixo das 0.08 masas solares non existe fusión do hidróxeno e teremos unha estrela abortada, é dicir unha anana marrón. No diagrama que vén a continuación saen representadas as tres cadeas PP. Tamén se citan as porcentaxes de ocorrencia no Sol e indícase o balance enerxético de cada reacción. As proporciones das tres cadeas varían segundo a temperatura.
PPI: 26.20MeV. 90% Dominante dende os 10 ata os 14 MK (Por debaixo de 10MK non hai apenas fusión.) PPII: 25.67MeV. 10% Dominante entre os 14 e os 23 MK PPIII: 19.20MeV. 0.001% Dominante a partir dos 23 MK O núcleo do Sol ten unha temperatura media menor que 14 megakelvins polo que é lóxico que a rama maioritaria sexa a PPI.
600px
De tódalas reaccións que se dan no proceso a que ten o tempo característico máis grande recibe o nome de reacción limitante. Isto é porque o tempo da reacción máis lenta é o que marca o tempo de todo o proceso. No caso das cadeas PP a reacción limitante é a primeira de todas, a combinación dos dous protóns. ¹H + ¹H → ²H + e+ + ν (τ ~ 7109 anos) 250px|dereita
Ciclo CNO ( >1.5MSol ) As siglas do ciclo CNO fan referencia ós elementos que interveñen nas súas reaccións, o carbono, o nitróxeno e o osíxeno. Este conxunto de reaccións usa o carbono-12 como catalizador nuclear. É dicir que intervén na reacción inicial para logo ser devolto como produto final, podendo volver a utilizarse nun novo ciclo. No diagrama móstrase unha segunda canle de saída cunha probabilidade de ocorrencia dunha vez cada 10.000 reaccións, pero o nitróxeno-14 que dá como subproduto pode, igualmente, ser reprocesado. A reacción máis lenta é a do nitróxeno-14 máis un protón que dá un tempo limitante de 3108 anos, unha orde de magnitude inferior ó das cadeas PP. Isto fai que o C-12 do núcleo vaia pasando a N-14 ata chegar a un equilibrio. O feito que se utilice como catalizador o carbono fai que o ciclo CNO sexa, ata certo punto, dependente da metalicidade da estrela. Ás primeiras estrelas que se formaron no universo foilles imposible fusionar o hidróxeno mediante este ciclo de reacciones polo que é de supoñer que tivesen a masa que tivesen todas elas fusionarían o seu combustible mediante cadeas PP o que faría que duraran algo máis de tempo que as superxigantes actuais.
Cadeas PP vs Ciclo CNO No ciclo CNO os neutrinos lévanse máis enerxía que nas cadeas PP polo que εPP > εCNO para cada núcleo de helio producido.
Cadeas PP: Tc < 2107K || M < 1,5MSol || εPP~ ρT4 || τ ~ 7109 anos Ciclo CNO: Tc > 2107K || M > 1,5MSol || εPP~ ρT17 || τ ~ 3108 esquerda O ciclo CNO é moito máis dependente da temperatura que as cadeas PP polo que a temperaturas elevadas (a partir de 2107K) pasa a ser a reacción dominante e a que aporta o groso da enerxía da estrela algo que só se dá a partir de 1,5 masas solares. Debido a esa gran dependencia coa temperatura os núcleos CNO son pequenos e convectivos mentres que os PP son maiores e radioactivos. O menor tempo limitante das estrelas CNO tamén fai que consuman en moito menos tempo o seu hidróxeno.
Como se ve no diagrama adxunto, o ciclo CNO comeza a producirse a temperaturas duns 12,5 millóns de graos, pero non é ata os 20 millóns cando, realmente, se fai dominante. No Sol dominan totalmente as cadeas PP, sendo así que o 98,5% da enerxía xerada é a través de dito mecanismo mentres que solo o 1,5% restante se produce grazas ó ciclo CNO. Pero con que a nosa estrela fora un 20% máis masiva a enerxía xa proviría, maioritariamente, das reacciones CNO.
Fase de xigante vermella miniatura|dereita|200px|Representación esquemática da curva de secuencia principal de idade cero o ZAMS (zero age main sequence) xunto coa rama asindótica das xigantes o AGB (asymptotic giant branch). Unha estrela parte da curva verde e evoluciona a través da curva vermella diminuíndo a súa temperatura efectiva e aumentando a súa luminosidade.
As estrelas acostuman acabar as súas vidas expandíndose como xigantes vermellas para logo contraerse nunha anana branca ou estoupar como supernovas deixando como remanente a unha estrela de neutróns, un púlsar ou incluso un burato negro no caso das estrelas máis masivas.