La vida de las estrellas. Evolución estelar
Anteriormente comenzamos explicando el nacimiento de las estrellas con todo un especialista en la materia como Rafael Bachiller. Ahora seguimos profundizando en el tema explicando la vida de las estrellas, la evolución estelar.
Al igual que el ser humano las estrellas cambian a medida que pasa el tiempo. Su vida se caracteriza por su masa y por la transformación de los elementos químicos que la componen. Dependiendo de la masa, la estrella podrá fusionar los elementos que genere e irá evolucionando de una manera u otra. Podemos hablar de un proceso evolutivo fascinante que no deja indiferente a ningún curioso del cielo.Cuando la estrella nace y estabiliza la fusión del hidrógeno, empieza su proceso en la llamada secuencia principal, es en esta fase donde sufrirá menos cambios y pasará la mayor parte de su vida. La estrella irá fusionando el hidrógeno en helio y este último se irá concentrando en el centro de la estrella a medida que el hidrógeno se agote. Es a partir de aquí que dependiendo de la masa de la estrella surgirán varios caminos y varios resultados diferentes.
La supernova es una gran explosión estelar que mezcla los distintos elementos y los esparce por el espacio, este material servirá para el nacimiento de nuevas estrellas o planetasAlcanzando gran temperatura fusionará el helio en elementos como el carbono y oxígeno y la estrella se irá agrandando y enrojeciendo. Si la estrella es masiva podrá seguir con la evolución, fusionando el oxígeno y el carbono en elementos más pesados como el silicio, sodio, fósforo, magnesio o hierro. Sólo las estrellas más masivas podrán fusionar el hierro y elementos más pesados que este, en el fenómeno llamado de la supernova. La supernova es una gran explosión estelar que mezcla los distintos elementos y los esparce por el espacio, este material servirá para el nacimiento de nuevas estrellas o planetas. Al producirse la explosión dejará de si agujeros negros o estrellas de neutrones.
Pero si la estrella es poco masiva y no consigue la fusión de los elementos químicos, el núcleo de esta se irá comprimiendo por motivo de la gravedad y se convertirá en una enana blanca. Las enanas blancas pueden estar constituidas de distintos elementos químicos pero en su gran mayoría por carbono y oxígeno, al formarse poseen temperaturas muy altas, pero como ya no producen energía, se van enfriando hasta que no emitan radiación.
Como se puede comprobar y ya hemos comentado, todo este proceso dependerá de la masa de la estrella, si son más o menos masivas pasarán por unas fases u otras (enanas, gigantes, supergigantes y otras muchas). Lo que no se puede discutir es que cuanto mayor es la masa de la estrella más rápida es su evolución y más corta es su vida.
Cuanto mayor es la masa de la estrella más rápida es su evolución y más corta es su vidaLa teoría de la evolución estelar se fragua a lo largo del siglo XIX y XX gracias a la aportación de los descubrimientos de grandes astrónomos. Estudios como los del padre Angelo Secchi, Henry Draper,Edwar C. Pickering y Annie Jumo Cannon sobre la clasificación espectral, el descubrimiento que en 1924 realizó Arthur Eddington sobre la relación entre masa y luminosidad o los estudios en 1939 deA.H.Bethe demostrando que la fusión del hidrógeno a helio podía ser la fuente de energía de las estrellas; todos ellos de gran importancia para la investigación sobre el tema. Pero sin duda el descubrimiento más importante y sin el cual habría sido imposible estudiar la evolución estelar es el diagrama deHertzsprung-Russel, una de las herramientas más útiles para la astrofísica.
En 1913 Henry Norris Russell desarrolló un diagrama formado por la clasificación estelar de la temperatura de las estrellas (el tipo espectral) y su luminosidad. Al mismo tiempo y de manera independiente Ejnar Hertzsprung obtuvo también un diagrama parecido al de Russell utilizando el color que es indicador de la temperatura de la estrella.
Unos años más tarde empezó a llamarse el diagrama de Hertzsprung-Russell por la contribución de los dos a la evolución estelar. Se trata de un diagrama que ofrece la clasificación de las estrellas según la temperatura y la luminosidad.
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Según el diagrama, en la secuencia principal es donde se encuentran la mayor parte de las estrellas, la luminosidad se trata en el eje vertical y la temperatura y clasificación espectral en eje horizontal.
Para realizar este trabajo se midieron las propiedades de algunas estrellas base para así poder clasificar las demás estrellas cotejando su espectro. Para la luminosidad, se midió su magnitud (brillo aparente) y conociendo la distancia a la que se encuentra la estrella se determinó su luminosidad real. Para medir la temperatura superficial fue más fácil, ya que se relaciona con el color de la estrella.
Las letras del diagrama representa la temperatura de las estrellas. Las de la clase O son estrellas muy calientes y luminosas, alcanzan 100 masas solares y se sitúan en el ángulo superior izquierdo del diagrama de la secuencia principal. Las de la clase M son menos luminosas y calientes y se sitúan en el ángulo inferior derecho de la Secuencia Principal como las enanas rojas.
Cada grupo de letras es a la vez dividido con un número del 1 al 10. Por ejemplo, nuestro sol es tipo G2, con una temperatura superficial de unos 6.000 grados. Esto quiere decir que nuestra estrella es más fría que un tipo G1, o de tipo F, pero más caliente que una G3 o una G9 y por tanto más calientes que unas K o M.Por tanto la importancia del diagrama es que podemos conocer la edad de las estrellas y reconstruir el nacimiento, la evolución y la muerte de cualquiera de ellas.
Hoy en día la evolución estelar todavía guarda muchos secretos por resolver. Los científicos siguen estudiando este fenómeno y las consecuencias que tiene para el presente y el futuro del universo. Sin ninguna duda un tema apasionante que merece la pena seguir descubriendo.
Tomado del Pisapapeles
