Evolución Estelar: La vida y muerte de las estrellas.

Vimos cómo las estrellas nacen en regiones frías de la galaxia.

La gravedad hace su trabajo y la nube de gases (mayormente hidrógeno) colapsa formando numerosas aglomeraciones, cada una de las cuales dará origen a una "protoestrella".

La protoestrella brillará gracias a la energía gravitatoria, que comprime y calienta los gases. Alrededor de esta naciente estrella se formará un "disco protoplanetario" que posiblemente dará origen a planetas o asteroides.

Luego de algunos cientos de miles de años o unos pocos millones de años, el núcleo de la estrella alcanzará la temperatura suficiente para lograr la fusión nuclear del hidrógeno, en esta etapa se dice que la estrella entra en la "secuencia principal".

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, pero luego de acabado el combustible en su núcleo, el final de la estrella dependerá de su masa.

Una vez agotado el hidrógeno en el núcleo de la estrella, ella comienza una serie de procesos poco estables que la llevarán inevitablemente a su "muerte".

Si la estrella tiene poca masa, como es el caso de las enanas rojas, ésta tardará muchos miles de millones de años en quemar su hidrógeno, y al no tener una fuente interna de calor que frene la compresión comenzará a contraerse lentamente, generando calor por solo por compresión. Esta compresión no es indefinida ya que llegado un cierto punto "presión de degeneración" de los electrones frena toda posibilidad de mayor compactación, y no teniendo otra posibilidad, la estrella comenzará a enfriarse lentamente hasta convertirse en una "enana negra". Dabido a la larga vida que puede alcanzar una enana roja (unos 30 mil millones de años o más), la edad del universo no ha dado tiempo a que ninguna de ellas haya alcanzado este oscuro final.

Estrellas de masa mediana como nuestro Sol quemaran su hidrógeno en un periodo más breve. En unos 10 mil millones de años el núcleo de nuestra estrella acabará su dotación de hidrógeno haciendo que ésta se contraiga y genere así más temperatura, esto llevará a que el hidrógeno adyacente al núcleo pueda alcanzar la temperatura de fusión haciendo que la estrella se expanda y su superficie se enfría (etapa subgigante roja). Mientras tanto al nucleo continúa contrayéndose y una vez alcanzados los 100 millones de grados los núcleos de helio son capaces de fusionarse para formar carbono.

Las estrellas con masa 8 a 9 veces superior a la masa del Sol sintetizan en sus núcleos una gran cantidad de elementos químicos, usando como combustible los desechos de las anteriores reacciones nucleares. Llega un momento cuando la estructura de la estrella es una capa de hidrógeno, seguida de otra de helio (producto de la combustión del hidrógeno), debajo otra capa de carbono y oxígeno (productos de la quema del helio), a la que sigue una capa de neón, magnesio, aluminio (productos de la fusión nuclear del carbono y oxígeno), en su interior otra capa de silicio, y finalmente un núcleo de níquel e hierro.

El hierro es el elemento más estable de la Naturaleza y no se puede fusionar para dar energía. En este momento, y tras superar varias fases (el núcleo se comprime a , la estrella termina explotando por el colapso de su núcleo. A este tipo de supernovas se las conoce como supernovas del colapso del núcleo estelar (Core-Collapse supernovae), y suelen dejar como resto una estrella de neutrones.

Diagrama mostrando muy esquemáticamente cómo explota una estrella masiva. Una vez alcanzado el núcleo de hierro no se producen más reacciones nucleares, por lo que el núcleo se contrae por su propio peso (implosión). La enorme fuerza de gravedad comprime el material hasta que incluso se llegan a superar las densidades propias de los núcleos atómicos. Pero esta configuración es muy inestable, por lo que el núcleo se expande de repente hacia fuera: se dice que el núcleo rebota. Sin embargo, el material de las capas estelares superiores al núcleo sigue cayendo hacia el centro, provocándose una onda de choque que termina destrozando la estrella (explosión de supernova). La explosión también destruye los propios núcleos de hierro, que se fraccionan en elementos más ligeros, aunque algunos se combinan para dar núcleos mucho más pesados. Finalmente, queda una estrella de neutrones (densidades de núcleos atómicos) y los restos diseminados de la estrella muerta (resto de supernova). Diagrama de Mafalda Martins, ESO

Para resumir.

Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro.

1) Una estrella que sea más pequeña que el triple del tamaño del Sol, evolucionará a su fase de gigante roja hasta agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella está próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas externas de material. Así, creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa, denominada enana blanca. Una enana blanca es casi todo carbono y es prácticamente inactiva. Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.

2) Cuando la estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que pueda sostenerla. Las capas externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma dramática. Después, en un efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más espectaculares del Cosmos:
una supernova. Las supernovas son las explosiones más impresionantes que podemos ver; pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más pesados que el hierro. Las supernovas son el origen de la riqueza de elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.

Fuente:http://ies.fernandowirtz2.ccmc.climantica.org/2012/12/17/vida-de-una-estrella-el-sol/

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