Evolución estelar

En astronomía, denomínase evolución estelar á secuencia de cambios que unha estrela experimenta ó longo da súa existencia. 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
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. 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 ~ 7109 anos)
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 3108 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 < 2107K || M < 1, 5MSol || εPP~ ρT4 || τ ~ 7109 anos
Ciclo CNO: Tc > 2107K || M > 1, 5MSol || εPP~ ρT17 || τ ~ 3108 O ciclo CNO é moito máis dependente da temperatura que as cadeas PP polo que a temperaturas elevadas (a partir de 2107K) 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
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.
A medida que se produce helio este vaise acumulando no centro dado a súa maior densidade. Cando se produciu unha certa cantidade comeza a interferir nas reaccións de fusión do hidróxeno facendo diminuír a presión da estrela pola que esta debe responder comprimíndose e quentándose un pouco máis ata chegar a imposibilitar a fusión do pouco hidróxeno restante no seu centro. Dise entón que a estrela se envelenou por helio. Esgotado xa o hidróxeno, o núcleo de helio non pode frear o peso da estrela e empeza a comprimirse. Chegado un punto, e se a estrela é suficientemente pequena (<2, 5Msol), o gas de electróns libres dexenera e detén en parte a compresión. A temperatura aumenta ata o punto de ignición do helio, arredor dos 100 millóns de graos. Nas estrelas máis masivas esta transición sucede suavemente xa que o gas apenas dexenerou cando o núcleo se acende. Nas estrelas pequenas, en cambio, o núcleo está parcialmente dexenerado e intensifica as súas reaccións á vez que aumenta de temperatura. Segue así ata que, de golpe, regresa ó réxime de gas ideal, o que produce un alude térmico ocorrendo unha especie de explosión de carácter moderado que non fai perigar a integridade da estrela. É o flash de helio. A ignición deste elemento, se ben algo violenta, non chega a afectar a integridade da estrela que proseguirá durante uns millóns de anos máis nunha nova fase estable de xigante vermella fusionando o novo combustible. Á súa vez, novas capas de hidróxeno virxe adxacentes ó núcleo de helio inician a súa fusión engadindo máis enerxía ó fluxo da estrela e aumentando así a súa luminosidade. Pero este hidróxeno xa non ten que soportar o mesmo peso polo que a presión que emana da nova combustión en capa forza á envoltura da estrela a expandirse. Durante os primeiros anos como xigante vermella as capas máis externas iranse expandindo e arrefriando progresivamente ata chegar a un novo equilibrio.
Se a estrela é suficientemente masiva pode que logre consumir o helio e mesmo elementos máis pesados ca este. Pasará entón repetidamente por diversos períodos de estabilidade similares, acompañados de procesos de expansión da súa superficie e contracción do seu núcleo ata que, por fin, se deteñan as reaccións de fusión no seu interior. Estes períodos de estabilidade son cada vez máis breves principalmente por dous motivos. O primeiro é que cada vez hai menos partículas no centro das estrela para fusionar e en segundo lugar está o feito de que cada nova etapa de fusión aporta moita menos enerxía cá anterior. Estes dous efectos combinados fan que o combustible cada vez se esgote moito máis velozmente.
As capas externas das xigantes vermellas están pouco ligadas gravitatoriamente, polo que os intensos ventos procedentes do núcleo aceleran as perdas de masa. Amais, a zona convectiva das xigantes é moi profunda, así que as ondas de choque contribúen a acelerar inda máis o vento. Por outro lado, as xigantes vermellas emiten moito no infravermello que é moi absorbido polo po estelar o cal recibe máis impulso e transmítello ó gas. Finalmente, tamén unha maior metalicidade (o que comporta unha maior opacidade) provocará maiores expulsións de materia. Estas perdas de masa da estrela serán de entre o 40 ó 60%.
Proceso triplo ALFA ( >0, 5MSol )
A primeira etapa dunha xigante vermella é a fusión do helio. Este proceso levarase a cabo por un conxunto de reaccións que reciben o nome de triplo α porque consiste na transformación de tres núcleos de helio-4 nun de carbono-12. A estas alturas o núcleo incrementou a súa densidade e a súa temperatura ata chegar ós 100 millóns de graos (108 K). Na etapa da queima do hidróxeno o berilio-8 era un elemento inestable que se descompuña en dúas partículas alfa tal e como se ve na cadea PPIII e ás temperaturas da segunda etapa de combustión segue séndoo. Ocorre que, a pesar da súa inestabilidade, unha boa porcentaxe do berilio producido pola fusión de dous núcleos de helio-4 acaba uníndose a outra partícula alfa antes de que teña tempo de desintegrarse. Así, no núcleo da estrela sempre hai unha certa cantidade de berilio nun equilibrio que resulta do balance entre o fabricado e o que se desintegra. A seguinte reacción de conversión do carbono en osíxeno tamén se dá bastante. O problema é que se descoñece a sección eficaz de dita reacción, polo que non se sabe en que proporciones se forman ámbolos dous elementos. Nunha basta aproximación suponse que se forma a mesma cantidade dos dous elementos. Polo que respecta á transformación do osíxeno-16 en neon-20 esta ten unha contribución pequena pero non desprezable. Por último, escasamente unhas poucas trazas de magnesio se producirán nesta segunda etapa.
Fraccións de masa: X C ∼ 0, 49 X O ∼ 0, 49 X N e
0, 02 {\displaystyle X_{C}\sim 0, 49\qquad X_{O}\sim 0, 49\qquad X_{Ne}
0, 02} Do helio pásase ó carbono e ó osíxeno, así que os elementos intermedios (Be, B e Li) non se forman nas estrelas. Estes fabrícanse no medio interestelar polas desintegracións do carbono, nitróxeno e osíxeno producidas polos raios cósmicos (protóns e electróns). Outro aspecto interesante na fusión do helio é o colo de botella que se produce ó non poderse fabricar elementos con masas atómicas de valores 5 e 8 xa que os isótopos con dito número másico son sempre altamente inestables. Así, as interaccións entre o helio-4 e outros protóns ou outros núcleos de helio-4 non inflúen na composición da estrela pero si que, á longa, irán entorpecendo cada vez máis ata reducir enormemente o rendemento das reaccións de fusión do hidróxeno. Fase de superxigantes vermella
Nesta fase, como na anterior, o carbono concentrouse no centro da estrela e o helio xa case se esgotou. Se a masa da estrela é o suficientemente grande o núcleo será capaz de comprimirse e quentarse o suficiente como para emprender a fase seguinte de fusión do carbono. Haberá pois dúas novas capas de fusión, unha de helio e outra de hidróxeno enriba desta. Tal e como ocorría na transformación a xigante vermella, agora a presión exercida por esas novas capas fará que a cuberta externa da estrela se expanda outra vez. As masas mínimas para estes procesos non están ben determinadas xa que se descoñecen bastante os ritmos de reacción, as seccións eficaces e os ritmos de expulsión de masa por vento solar das estrelas máis masivas. O inicio das reaccións do carbono sitúanse indicativamente nun mínimo de 8 masas solares, pero podería producirse a menores masas. Pódese asegurar que con esa masa chégase a queimar o carbono pero o mínimo real quizabes estivese entre 4 e 8. Polo que respecta ós demais ciclos aquí os datos son aínda máis incertos, se ben pódese afirmar que unha estrela de máis de 12 veces a masa do Sol debería pasar por tódalas fases de combustión posible ata chegar ó ferro. A medida que se suman fases de combustión engádense máis capas de fusión formando unha especie de núcleo con estrutura de cebola. Deberían producirse cambios a cada fase pero a do carbono é a última cun tempo significativo polo que as demais etapas de combustión non cambian excesivamente a constitución da estrela porque ocorren tan rápido que non dá tempo á estrela a adaptarse a cada nova situación. Así, a etapa de superxigantes vermella é realmente a última transformación posible dunha estrela antes do seu destino final como obxecto compacto.
Combustión do carbono ( > 8MSol )
Terminada a fusión do helio o núcleo volve a comprimirse e a elevar as súas temperaturas. Dos tres elementos que maioritariamente compoñen o núcleo neste estadio, carbono e osíxeno nun 90% máis un pouco de neon, é o carbono o que ten a temperatura de fusión máis baixa, uns 600 millóns de graos (6108 K). Chegados a esta temperatura e a unha densidade duns 2×108 kg/m³, os átomos de carbono comezan a reaccionar entre si dando lugar diversos elementos máis pesados a través dunha serie de canles de saída distintos. A duración desta etapa será da orde duns centos de anos, podendo chegar ós 1. 000 anos. As reaccións máis probables son as que saen recadradas no diagrama. A do sodio-23 ten un 56% de ocorrencia e a do neon-20 un 44%. Os protóns e as partículas alfa emitidas en sendas reaccións serán rapidamente recapturados polo carbono, o osíxeno, o neon e o propio sodio. Estas reabsorcións case non teñen efectos enerxéticos significativos, pero en canto á nucleosíntese si o son xa que farán que o sodio non estea presente entre os elementos sobrantes da combustión do carbono. Polo que respecta ó osíxeno, aínda que se forma pouco, súmase ó que xa se formara durante o proceso triplo alfa. Todo isto fará que quede un núcleo de osíxeno-16, neon-20, magnesio-24 e algunhas trazas de silicio-28. A composición das cinzas desta etapa é fundamentalmente a seguinte:
Fraccións de masa: X O ∼ 0, 59 X N e ∼ 0, 28 X M g ∼ 0, 05 {\displaystyle X_{O}\sim 0, 59\qquad X_{Ne}\sim 0, 28\qquad X_{Mg}\sim 0, 05}
Fotodesintegración do neon
Terminado o carbono do núcleo central este volve a contraerse ata chegar á temperatura de 1, 2109 K momento no cal volve a deterse o colapso durante uns poucos anos, unha década como máximo. A esas temperaturas os fotóns radiados polo centro do núcleo son tan enerxéticos que logran fotodesintegrar o neon-20. Este proceso, inda que é endotérmico (consome enerxía), consegue que dos seus subprodutos se derive outra reacción que si é exotérmica. O balance global de ámbolos dous procesos é positivo e o resultado é que a estrela logra sosterse mentres quede neon por fotodesintegrar no núcleo. γ + 20 N e → 16 O + α Q
− 4, 73 M e V {\displaystyle \gamma +{}^{20}Ne\rightarrow {}^{16}O+\alpha \qquad Q
-4, 73MeV} α + 20 N e → 24 M g + γ Q
9, 31 M e V {\displaystyle \alpha +{}^{20}Ne\rightarrow {}^{24}Mg+\gamma \qquad Q
9, 31MeV} Como se ve nas reaccións adxuntas, as cinzas desta fase serán as mesmas que na anterior menos o neon, que se consumirá. Incrementarase a cantidade de osíxeno e magnesio á vez que seguen creándose novas capas de fusión. Agora, á parte do núcleo de combustión de neon hai unha capa de carbono, outra de helio e unha de hidróxeno. Os ventos solares son xa moi intensos e desprenden grandes cantidades do hidróxeno máis externo pouco ligado xa á estrela.
Combustión do osíxeno
Finalizada a etapa do neon o núcleo da estrela vólvese a quentar e contraer ata 1, 5 a 2109 K e 107 g/cm³ temperatura e densidade a partir das cales se acada a ignición do osíxeno. A reacción de fusión nuclear do osíxeno produce diversas canles de saída, unhas máis probables ca outras, do mesmo modo que ocorría na fusión do carbono. A etapa dura uns poucos meses, quizabes un ano, e as súas cinzas son sobre todo silicio-28 acompañado de silicio-30, xofre-34, calcio-42 e titanio-46. Moitos destes elementos son subprodutos das reacciones con protóns, neutróns ou alfas recapturados. As tres reaccións máis probables son as que están recadradas. Resultará xofre-31 un 18% das veces fósforo-31 un 61% e silicio-28 un 21%.
Fotodesintegración e combustión do silicio
Cando o núcleo acada os 2, 7109 K e 3107 g/cm³ procédese á incineración do silicio nun conxunto de complexas reaccións que sosterán por pouco máis dun día á estrela. Unha parte do silicio-28 recibe o impacto de fotóns ultraenerxéticos que o rompen noutros isótopos como silicio-27 o magnesio-24. No proceso reemítense gran cantidade de protóns, neutróns e alfas que en seguida son recapturados cada vez por átomos máis pesados nunha aproximación asindótica cara ó pico do ferro. Así mesmo, o silicio tamén acada temperaturas de fusión que o levan a formar níquel-56 que posteriormente se degrada ata o ferro-56, elemento final a partir do cal a fusión nuclear deixa de ser unha reacción rendible e exotérmica, alcanzándose finalmente o equilibrio estatístico nuclear (Fe56+Ni56). Chegados a este punto a xa moi convulsa estrela non poderá sosterse máis por si mesma. 28 S i + 28 S e → 56 N i + γ {\displaystyle {}^{28}Si+{}^{28}Se\rightarrow {}^{56}Ni+\gamma } 56 N i → 56 C o + e − + ν ¯ e {\displaystyle {}^{56}Ni\rightarrow {}^{56}Co+e^{-}+{\bar {\nu }}_{e}} 56 C o → 56 F e + e − + ν ¯ e {\displaystyle {}^{56}Co\rightarrow {}^{56}Fe+e^{-}+{\bar {\nu }}_{e}} Destino final das estrelas
Tras unha expulsión máis ou menos suave ou violenta das súas capas máis externas, estas pasan a constituír unha nebulosa iluminada polo obxecto compacto central denominada nebulosa planetaria. Os restos de material expulsado trala morte da estrela son máis ricos en elementos pesados como o carbono, osíxeno ou ferro. Os elementos máis pesados que o ferro soamente se poden producir nas supernovas polo que a maioría de elementos pesados que forman o noso planeta e nós mesmos foron procesados anteriormente no interior dunha estrela masiva.
Ananas brancas de helio ( < 0, 5MSol )
As estrelas de baixa masa (<0, 5MSol) non pasan por ningunha fase ulterior á de combustión do hidróxeno. Esgotado este, os electróns do seu núcleo dexeneran moito antes de atinxir as temperaturas de ignición do helio polo que, á fin dos seus días, estas estrelas rematan por se converter en ananas brancas de helio. O feito é que estas estrelas son as máis lonxevas do universo, viven uns 50. 000 millóns de anos ou máis. Este tempo é bastante máis que idade estimada do universo, uns 15. 000 millóns de anos dende o big-bang, polo que ningunha estrela deste tipo pode terse extinguido inda, por moi axiña que nacese. Así a todo, por imposible que pareza, encontráronse algúns obxectos que responden ó que sería unha anana branca de helio. Estes obxectos só poden ser explicables pola interacción cunha segunda compañeira próxima que lle arrebata masa á xigante vermella en crecemento e aborta o proceso deixando só o obxecto compacto nu.
Ananas brancas de carbono e osíxeno ( 0, 5 - 1, 5MSol )
As estrelas de masa media (0, 5-1, 5MSol) ó esgotar o seu hidróxeno son capaces de quentarse o suficiente como para iniciar a combustión do helio. Nas capas adxacentes ó núcleo xorde unha zona onde, sendo as temperaturas insuficientes para a fusión do helio si o son para a do hidróxeno. Iníciase, así, a combustión en capa que incrementa o brillo da estrela e forza a esta a expandirse. A medida que aumenta a cantidade de carbono resultante das reaccións triplo alfa aumentan tamén as posibilidades de formar osíxeno, pero descoñécese a proporción de carbono e osíxeno xa que as súas seccións eficaces a tan baixas temperaturas tampouco están ben definidas. Chegados os momentos finais da estrela, esta intensificará cada vez máis os seus ventos estelares expulsando progresivamente a súa cuberta de hidróxeno ata deixar un núcleo nu e dexenerado de carbono e osíxeno. Unha estrela como o Sol expulsará nos seus espasmos finais o 40% da súa masa antes de finalizar os seus días como unha anana branca.
Ananas brancas de estrelas de masa media alta ( 1, 5 - 10MSol )
As estrelas de masa media alta comprendidas entre 1, 5 e 10 masas solares poden chegar a superar con moito a masa de Chandrasekhar. Se todas elas evolucionaran en supernovas, como sería de supoñer, deberíanse observar moitas máis no ceo. Amais, a composición en metais do gas interestelar debería ser máis rica en ferro ca en osíxeno, cousa que non ocorre. Isto explícase pola gran cantidade de masa que expulsan os fortes ventos destas estrelas, chegando ata perdas de 9 masas solares ó longo da súa vida. Estas perdas de masa van a ser tanto máis acentuadas canto maior sexa a estrela, así como maior sexa a súa metalicidade a cal incrementa a opacidade. Con semellante nivel de perdas de gas resulta imposible medir con exactitude o destino final destas estrelas na súa fronteira difusa de aproximadamente 10Msol. A súa evolución final, dependerá, pois, de canta masa perderan en vida. Así e todo, resulta posible medir a velocidade desas perdas de masa medindo o desprazamento ó azul do pico de emisión das capas externas como a coroa. Así mesmo, acháronse ananas brancas en cúmulos moi xoves o que parece demostrar que, polo menos, as estrelas de 6Msol non explotan. As grandes nebulosas planetarias como as da figura serían pois os últimos vestixios do supervento emitido nas últimas fases da vida da estrela.
Ananas brancas de osíxeno e neon ( 9 - 10MSol )
As estrelas masivas comprendidas entre 9 e 10 masas solares, aproximadamente, son capaces de queimar o carbono acadando así a categoría de superxigantes. Así a todo, non son capaces de queimar as seguintes fases polo que deixan como remanente un núcleo de osíxeno e neon. Na súa superficie semidexenerada haberá unha capa prensada de hidróxeno, helio e carbono.
Supernovas de colapso gravitatorio por ignición de osíxeno e neon ( 10 - 11MSol )
Entre as estrelas masivas que non chegan a queimar máis alá do carbono hai un segundo grupo lixeiramente máis masivo que padece un final completamente distinto. Dada a súa maior masa estas estrelas compactan un núcleo de carbono e osíxeno dexenerado que acada maiores temperaturas e densidades (ρ 2104g/cm³). Chegados a este punto, algúns núcleos non posúen unha barreira de potencial suficiente como para evitar a captura de electróns. Isto fai que xurdan unhas cadeas de captación de electróns que transmutan os núcleos máis pesados da estrela o magnesio e o neon. A anana branca altamente dexenerada produto destas estrelas está formada fundamentalmente por osíxeno-16 e neon-20, pero tamén contan con certa cantidade de magnesio-24. 24 M g + e − → 24 N a + ν e 20 N e + e − → 20 F + ν e 24 N a + e − → 24 N e + ν e 20 F + e − → 20 O + ν e {\displaystyle {\begin{matrix}{}^{24}Mg+e^{-}\rightarrow {}^{24}Na+\nu _{e}&{}^{20}Ne+e^{-}\rightarrow {}^{20}F+\nu _{e}\\{}^{24}Na+e^{-}\rightarrow {}^{24}Ne+\nu _{e}&{}^{20}F+e^{-}\rightarrow {}^{20}O+\nu _{e}\end{matrix}}} A cadea que máis contribuirá á captación de electróns será loxicamente a do neon por ser este elemento moito máis abundante. O efecto producido por estas reaccións é unha diminución drástica do número de electróns por nucleón. (ver: Peso molecular por partícula). A masa de Chandrasekhar é dependente de dito valor e diminúe ó diminuír a cantidade de electróns que sosteñen a anana branca, polo que a presión de dexeneración cae en picado ata chegar a un punto en que o obxecto compacto deixa de sosterse. Entón ocorre unha contracción repentina e a ignición explosiva do osíxeno e do neon que inda quede dando como resultado unha explosión de supernova.
Supernovas de colapso gravitatorio por esgotamento do núcleo ( 11 - 40/50MSol )
Calcúlase que tódalas estrelas supermasivas de máis de 11 masas solares evolucionan a través de tódalas fases de combustión ata chegar ó pico do ferro e esgotar así toda a enerxía potencial nuclear de que dispoñen. Estas superxigantes apenas aumentan a súa luminosidade cando se transforman en xigantes vermellas. Ao final dos seus días a súa estrutura está distribuída en capas nas cales queiman sucesivamente os diferentes combustibles. Cando se reúne suficiente silicio no núcleo produto da combustión do osíxeno, este quéimase rapidamente en cuestión dun día e dá lugar a un núcleo inerte de ferro e níquel, entre outros elementos pesados. Ademais hai unha sucesión de capas de combustión ata chegar á máis externa de todas que inda queima hidróxeno. O núcleo, incapaz de xerar máis enerxía, non pode aguantar o seu propio peso nin o da masa que ten por enriba do polo que se afunde sobre si mesmo. Durante a contracción final prodúcense unha serie de reaccións que fabrican multitude de átomos máis pesados que o ferro mediante procesos de captación de neutróns e de protóns. Un excedente de enerxía de todas esas reaccións é transmitido ás capas exteriores que caen sen nada que as aguante. Esa enerxía provoca a súa expulsión de forma explosiva. Dependendo da masa dese núcleo inerte o remanente que quedará será unha estrela de neutróns o un burato negro.
En principio calcúlase que toda estrela que supere as 20 ou 30 masas solares, non se sabe con exactitude, desembocará nun burato negro. Se a masa da estrela é excesiva, máis alá das 40 o 50 masas solares, entón o burato negro fórmase tan rapidamente que non dá tempo a transmitir a forza expansiva ás capas que caen e estas quedan atrapadas en seguida dentro do horizonte de sucesos. Nestes casos a implosión é completa e a estrela, literalmente, desaparece. Escalas de tempo na vida das estrelas
As estrelas son sistemas que permanecen estables durante a maior parte da súa vida. Pero os cambios dunha fase a outra son etapas de transición que se rexen en escalas de tempo moito máis curtas. A pesar diso case tódalas escalas temporais superan con moito á humana. As estrelas áchanse nun delicado equilibrio hidrostático entre a presión orixinada polas reaccións nucleares e a atracción gravitatoria xerada por toda a súa masa. A aceleración vertical neta do plasma que a compón habitualmente é case nula polo que case sempre se di que as estrelas están en condicións cuasiestáticas. De feito, vence a presión o que comporta lixeiras perdas de masa en forma de vento solar, fulguracións, execcións de masa coronal ou outros fenómenos extrusivos. Pero para as estrelas de menos de 10 masas solares estas perdas son desprezables con respecto á súa masa total.
Así pois podemos escribir unha ecuación que iguale a presión producida polo movemento radial do material estelar á suma das forzas de presión positiva (cara a fóra) xeradas no núcleo e as forzas negativas da gravidade (cara a dentro). ρ d r ∂ 2 r ∂ t 2
F g S + F p S
g ρ d r − ∂ P ∂ r d r
− G m r 2 ρ d r − ∂ P ∂ r d r {\displaystyle \rho dr{\frac {\partial ^{2}r}{\partial t^{2}}}
{\frac {F_{g}}{S}}+{\frac {F_{p}}{S}}
g\rho dr-{\frac {\partial P}{\partial r}}dr
-{\frac {Gm}{r^{2}}}\rho dr-{\frac {\partial P}{\partial r}}dr} Onde rho é a densidade, r a distancia ó centro, S a superficie e Fg a forza gravitatoria, Fp a forza de presión.
Nas condicións de equilibrio esta ecuación valería aproximadamente cero xa que ámbalas dúas forzas tenderían a igualarse.
Escala de tempo dinámica
En ocasións prodúcese unha gran descompensación entre presión e gravidade. Isto é así nos momentos finais da vida dunha estrela cando as reaccións nucleares que sosteñen á estrela esgotan o seu combustible e vólvense incapaces de frear o colapso. ¿A que escala de tempo se modificaría a estrela?
Para facernos unha idea de dita escala de tempo usarase a ecuación descrita no apartado anterior. Se se anula a presión falarase do coeficiente de caída libre se, en cambio, se elimina a compoñente da gravidade obterase unha escala de tempo explosiva. O feito é que ambas escalas temporais son semellantes e pódense denominar como escala de tempo dinámica. Illando e operando obtense: τ d
( R 3 G M ) 1 / 2
1. 6 ⋅ 103 ( M M s o l ) − 1 ( R R s o l ) 3 {\displaystyle \tau _{d}
\left({\frac {R^{3}}{GM}}\right)^{1/2}
1. 6\cdot 10^{3}\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)^{-1}\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)^{3}} sec.
Onde 1, 610³ é o valor de G(-1/2) calculado en masas e radios solares.
Así mesmo, para achar o resultado anterior realizáronse tamén as seguintes aproximacións: | G m r 2 | ∼ G M R 2 {\displaystyle \left|{\frac {Gm}{r^{2}}}\right|\sim {\frac {GM}{R^{2}}}} e | ∂ 2 r ∂ t 2 | ∼ R τ d 2 {\displaystyle \left|{\frac {\partial ^{2}r}{\partial t^{2}}}\right|\sim {\frac {R}{\tau _{d}^{2}}}} Así, para o Sol o tempo dinámico será de 1600 segundos, ou sexa, media hora aproximadamente. Como se ve se, unha das dúas forzas fallase os acontecementos sucederíanse moi repentinamente ata volver a recuperar o equilibrio.
Nota: esta é a escala de tempo á que se transmiten as ondas sonoras ou ondas de presión.
Escala de tempo térmica
Mide canto tempo pode subsistir a estrela cunha determinada luminosidade a partir das súas reservas de enerxía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala, por exemplo, é a que rexe a vida das protoestrelas. Estes corpos gañan temperatura mediante o colapso gravitatorio ata que chegan ó punto de ignición do hidróxeno, momento no cal se transforman en estrelas de verdade.
No equilibrio hidrostático poderase facer uso do Teorema do Virial segundo o cal: E
Ω / 2 {\displaystyle E
\Omega /2\, \! } e U
− Ω / 2 {\displaystyle U
-\Omega /2\, \! } Onde E é a enerxía total, U a enerxía interna e Ω a enerxía potencial gravitatoria.
Así pois, cando ocorre unha contracción a metade da enerxía potencial liberada transfórmase en enerxía interna, que non é outra cousa que a axitación térmica. Isto fai aumentar a temperatura do interior. A outra metade da enerxía libérase en forma de radiación que contribúe á luminosidade do astro.
Nas estrelas, a medida que se esgota unha fase de combustión a luminosidade debería tender a diminuír pero esas perdas vanse compensando cunha contracción do núcleo. Este chega a quentarse tanto que chegado un punto comezará a queimar as cinzas da fase anterior entrando nunha segunda fase de combustión de helio. A realidade é que as estrelas non só non perden senón que, de feito, ganan brillo co paso do tempo e isto é porque cada vez hai máis material implicado na fusión debido xustamente a ese aumento das temperaturas nucleares. De feito, o propio núcleo non só se contrae senón que aumenta a súa fronteira englobando a novas capas de hidróxeno sen procesar.
Pódese dicir que, mentres as estrelas perden enerxía, quecen. A variación da enerxía total das estrelas é pois igual á luminosidade. L + d E d t {\displaystyle L+{\frac {dE}{dt}}} A enerxía potencial gravitatoria calcúlase como: Ω
− ∫ 0 M G m r r d m r
− q G M 2 R {\displaystyle \Omega
-\int _{0}^{M}{\frac {Gm_{r}}{r}}\, dm_{r}
-q{\frac {GM^{2}}{R}}} Sabendo tamén que segundo o teorema do Virial: d E
d Ω 2 {\displaystyle dE
{\frac {d\Omega }{2}}} A partir destas tres relacións pódese deducir a escala de tempo térmica que dá: τ t e r ≃ 2 ⋅ 107 ( M M s o l ) 2 ( R R s o l ) − 1 ( L L s o l ) − 1 {\displaystyle \tau _{ter}\simeq 2\cdot 10^{7}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{2}{\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)}^{-1}{\left({\frac {L}{L_{sol}}}\right)}^{-1}} anos
Para o sol isto dá uns 20 millóns de anos de tempo térmico. Durante un tempo esta foi a única hipótese para o brillo do Sol e foi un gran misterio a discordancia entre a pequena idade calculada para o sol fronte ós rexistros xeolóxicos e fósiles que databan de miles de millóns de anos atrás. Isto foi así ata que se descubriu a enerxía nuclear.
Nota: esta é a escala de tempo á que se transmiten as ondas térmicas.
Escala de tempo nuclear
Mide o tempo que pode subsistir a estrela a partir das súas reservas de hidróxeno, helio ou o combustible que estea queimando nese momento. Para estudala basta con tratar basicamente a etapa do hidróxeno, que é a que ocupa o 90% da vida das estrelas. As estrelas son corpos formados na súa maior parte por hidróxeno e helio en menor medida. No caso do Sol un 70% deste é hidróxeno. A maioría deste hidróxeno non fusiona e só aproximadamente un 10% acabará consumíndose no núcleo do común das estrelas coma o Sol. Se no caso anterior o tempo térmico era igual á enerxía potencial gravitatoria dividida entre a luminosidade da estrela aquí será o mesmo pero usando a enerxía nuclear obtida a partir das reaccións de fusión. É dicir: τ n u c, H
E n u c, H L {\displaystyle \tau _{nuc, H}
{\frac {E_{nuc, H}}{L}}} Onde: E n u c, H
0, 1 ⋅ X M Q H {\displaystyle E_{nuc, H}
0, 1\cdot XMQ_{H}} Sendo X a fracción de masa de hidróxeno (0, 7 no caso do Sol), M a masa total e QH a enerxía liberada na fusión dun gramo de hidróxeno. O coeficiente 0, 1 púxose asumindo que só un 10% dese hidróxeno participará nas reacciones de fusión.
Sabendo que QH 6, 31018erg/g e que na secuencia principal a relación luminosidade masa é L α M3, 5 pódese obter o tempo nuclear que será aproximadamente: τ n u c, H ≃ 9 ⋅ 109 X X s o l ( M M s o l ) − 2, 5 {\displaystyle \tau _{nuc, H}\simeq 9\cdot 10^{9}{\frac {X}{X_{sol}}}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{-2, 5}} Queda claro pois que: τ d i n < < τ t e r < < τ n u c {\displaystyle \tau _{din}<\! <\tau _{ter}<\! <\tau _{nuc}}