Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R)

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4. Secuencia Principal.

Llamamos secuencia principal a la zona del diagrama H-R que va desde la parte inferior derecha a la parte superior izquierda y que contiene las estrellas en su etapa de combustión del hidrógeno. Dependiendo de su masa las estrellas se sitúan en la secuencia principal de la siguiente forma:

a) Estrellas con masa superior a 2 masas solares.
Fusionan el H mediante el ciclo CNO con un ritmo muy rápido. Se sitúan en la parte superior de la secuencia principal abandonándola en un corto periodo de tiempo (10 millones de años).

b) Estrellas con masa igual o inferior a 2 masas solares.
Fusionan el H mediante el ciclo p-p con un ritmo muy lento. Se sitúan en la parte inferior de la secuencia principal abandonándola en unos 10.000 millones de años.

5. Estrellas de masa media.

Tras avanzar por la secuencia principal, cuando la estrella ya casi ha consumido la totalidad del hidrógeno, el núcleo se contrae y aumenta la temperatura interior debido al colapso. A medida que esto ocurre, la capa exterior de la estrella se expande y se enfría rápidamente. La estrella se convierte en una gigante roja. En el caso del Sol, el diámetro se expandirá lo suficiente como para engullir a los planetas internos.

Cuando el helio formado en el núcleo se fusiona completamente para formar carbono, la estrella se volverá muy inestable y se producirán una serie de expansiones y contracciones que expulsaran la atmósfera de la estrella al espacio, produciéndose una nebulosa planetaria. Son este nombre se conocen las nubes de aspecto redondeado que envuelven algunas estrellas. Una nebulosa planetaria tiene una masa de unas pocas décimas de la masa solar, un diámetro de aproximadamente 1 año-luz y se expande a unas decenas de kilómetros por segundo.

El resto de la estrella inicial dará lugar a una enana blanca que representa el último estadio de evolución de las estrellas de masas pequeñas y medianas. Las enanas blancas no generan energía por ningún mecanismo, por ello, parte de la energía se va en forma de luz y la estrella se va enfriando y apagando lentamente hasta hacerse invisible.

El diámetro de la enana blanca oscila entre los 4.000 y los 2.800 km. y su temperatura se sitúa entre los 100.000K y los 4.000K. Su masa es muy pequeña y puede ser de entre 0'2 a 1'4 masas solares.

6. Estrellas masivas.

Se denominan así a las estrellas cuya masa es mayor a 10 masas solares, por lo que gastan energía más rápidamente y permanecen menos tiempo en la secuencia principal.

Tras envejecer y acabarse el hidrógeno, la temperatura interior aumenta debido al colapso gravitatorio, haciendo que el núcleo, compuesto de helio, entre en fusión, mientras que a su alrededor existe una capa en la que aún se fusiona hidrógeno.

Cuando el helio se fusiona se convierte en carbono y el núcleo se comprime aumentando su temperatura hasta los 900 millones de grados. En esta etapa comienzan otras reacciones nucleares a base de capturar núcleos de helio para formar otras especies químicas. La fusión del carbono proporciona menos energía que las anteriores, por lo que el ritmo de este proceso aumenta considerablemente.
En torno a los 1.700 millones de grados se produce el proceso de fusión del neón, que solamente dura un año. Después se fusiona el oxígeno a 2.300 millones de grados, en tan sólo 6 meses. Finalmente entra en fusión el silicio, que dura un día a una temperatura de 4.000 millones de grados.

Tras el silicio, y en diferentes procesos más complejos, se producen elementos como azufre, cloro, potasio, calcio, titanio, manganeso y hierro. El núcleo más estable es el de hierro, que no reacciona, con lo que la generación de energía va disminuyendo.

Pero no menos interesante son las capas externas de las estrellas en las etapas comentadas. Ésta no ha parado de aumentar su tamaño, con una temperatura superficial de unos 4.000K y de color rojo. En el interior de la estrella tenemos diversas capas en las que se producen todas las reacciones de fusión comentadas anteriormente. Es decir, el núcleo se está convirtiendo completamente en hierro, y a su alrededor hay una capa de silicio, envuelta por una capa de oxígeno y así sucesivamente hasta la capa exterior compuesta por hidrógeno.

Cuando el núcleo se vuelve de hierro inerte, la gravedad se encuentra sin oposición y el núcleo se colapsa en unas décimas de segundo. En estas condiciones, el hierro es capaz de desintegrarse en núcleos de helio. El núcleo se compone de protones, neutrones y electrones a alta densidad, lo que provoca que un protón y un electrón reaccionen para crear un neutrón y un neutrino. Los neutrinos escapan de la estrella a la velocidad de la luz, llevando gran parte de la energía. Cuando la materia del núcleo estelar se compone principalmente de neutrones y la densidad del mismo es similar a la que existe dentro de un núcleo atómico, aparece la presión de degeneración de los neutrones, que se opone al colapso gravitatorio.

Pero cuando el núcleo alcanza una densidad 300 veces superior a la del núcleo atómico, la estrella compuesta de neutrones rebota, produciéndose una onda de choque que alcanza una velocidad de 40.000 km/s. Se produce lo que se conoce como Supernova, un fenómeno muy violento con una enorme liberación de energía y un gran aumento de luminosidad.

Una supernova desprende en 10 segundos, 100 veces más energía que el Sol en toda su vida. El resto de la estrella se esparce por el espacio formando una nebulosa difusa.

En el caso de las estrellas gigantes, queda un residuo compacto tras la explosión: una estrella de neutrones. Su masa puede variar entre 1'4 a 3 masas solares, pero su densidad es increíblemente alta: 1000 millones de toneladas por cm³. Su temperatura superficial es de 10 millones de grados, pero su pequeñez las hace casi invisibles. Cuando el núcleo termina de colapsarse, la estrella de neutrones empieza a girar rápidamente, del orden de una vez cada 4'3 segundos a 1000 veces por segundo. Entonces la estrella emite ondas de radio que pueden detectarse desde la Tierra, recibiendo el nombre de púlsar. Con el tiempo los púlsares se van frenando de manera que sólo viven unos pocos millones de años.

Si la estrella es una supergigante, se forma una estrella de neutrones que supera las 1'8 masa solares, por lo que ninguna fuerza podrá detener el colapso de núcleo. Este se comprime hasta tal magnitud que podríamos decir que ya no existe, pero el campo gravitatorio aún permanece y ello sólo es posible si hay masa. Se dice que su densidad es infinita y la atracción gravitatoria es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar. A la zona del espacio así creada se le denomina agujero negro.

Pero. ¿qué ocurre con los restos nebulosos tras la explosión de la supernova?

Ya hemos comentado que las supernovas expulsan material al espacio. Por un lado, el material está enriquecido con elementos químicos producidos a lo largo de la vida de la estrella y en la misma explosión. Esto hace que la composición del Universo sea cada vez más rica y variada.

Por otra parte, la violencia de la supernova altera el medio interestelar cercano. Cuando los frentes de la onda de choque alcanzan otras nubes interestelares, son capaces de alterarlos gravitatoriamente, haciendo que se colapsen y comiencen a formarse nuevas estrellas.

7. Agrupaciones estelares.

Pero las estrellas no se forman aisladamente, sino que nacen en grupos los cuales tienden después a dispersarse. Podemos distinguir dos clases de agrupaciones estelares: los cúmulos estelares o abiertos y los cúmulos globulares.

Los cúmulos abiertos o galácticos. Son agrupaciones de estrellas físicamente relacionadas entre sí al haber nacido de la misma nube molecular. Pueden estar formados desde unas pocas estrellas hasta centenares de ellas. A dichas estrellas se dice que son de la población I ya que tienen un alto porcentaje de metales.

Cuando el cúmulo es joven, las estrellas están rodeadas de una nebulosidad -restos de la nube molecular primigenia- como podemos ver en las Pleiades. Cuando un cúmulo abierto es antiguo sus estrellas no tienen nebulosidades y las más luminosas son las que presentan un color rojo o anaranjado. La forma de estos cúmulos es variada y sus estrellas tienden a dispersarse en el orden de una estrella cada 100.000 años. Se encuentran en el plano de la galaxia.

Los cúmulos globulares son objetos esféricos muy compactos que poseen entre 50.000 y un millón de componentes ligados por una fuerte atracción gravitatoria, de manera que no se dispersan. El diámetro medio de estos objetos es de 90 años-luz y se encuentran en el halo de la galaxia formando una nube esférica alrededor de ésta.

Las estrellas que forman los cúmulos globulares son poco masivas, pobres en metales (población II), rojizas y frías, a diferencia de los cúmulos abiertos que están formados por estrellas azules y luminosas.
Los cúmulos globulares alcanzan edades de varios miles de millones de años, por lo que no es extraño encontrar en su interior púlsares y enanas oscuras.

Por último, nos referiremos a las estrellas cuando ya se han dispersado de los cúmulos estelares. Las estrellas aisladas, como nuestro Sol, apenas constituyen la mitad de las que podemos observar, la otra mitad son estrellas binarias o múltiples.

Un sistema binario, o estrella doble, puede definirse como un par de estrellas físicamente asociadas por mútua atracción gravitatoria. Pueden clasificarse en tres tipos:

a) Visuales: cuya naturaleza se descubre por medio de la observación con instrumentos ópticos.

b) Espectroscópicas: se detectan gracias a las variaciones de la velocidad radial de las estrellas que lo forman.

c) Eclipsantes: se producen variaciones de brillo en el conjunto debido a que una estrella oculta a la otra.