Evolución estelar: Estrellas gigantes rojas en las etapas finales de sus vidas

¿Qué ocurre con una estrella cuando se agotan sus reservas de hidrógeno en su núcleo?

Todas las estrellas, independientemente de su masa y de su posición en la serie principal, acaban por agotar sus reservas de hidrógeno y se salen de dicha serie principal hacia la derecha del diagrama Hertzsprung-Russell. De aquí la estrella evoluciona y termina en diferentes zonas del diagrama dependiendo sí de su masa.

Las estrellas están constantemente “luchando” contra la fuerza de gravedad, que las colapsa bajo su propio peso. En condiciones normales la estrella tiene la herramienta de la presión de radiación para contrarrestar este colapso. El problema es cuando no tiene combustible nuclear para generar esa radiación que la hará expandirse. Por consiguiente, cuando se ha agotado el hidrógeno en su núcleo, las estrellas tendrán que desarrollar alguna otra fuente energética. Pero como lo primero que le ocurrirá es una contracción por gravedad, esto las favorece pues hará que su temperatura nuclear crezca. Después de todo, las estrellas comienzas sus días de esta manera, a partir del colapso de una nube de gas interestelar.

Evolución estelar. By ESO/S. Steinhöfel (ESO)

El núcleo de una estrella que se sale de la secuencia principal está constituido principalmente por helio y otros elementos como el carbono, oxígeno y demás en bajísimas proporciones.

Estos otros elementos dependen de cuándo nació la estrella y de cuánta masa tuvo mientras transitaba la serie principal. Por ejemplo, una estrella de primera generación, habitante de un cúmulo galáctico y de masa similar al sol, prácticamente todo su núcleo estará compuesto por helio cuando se salga de la secuencia principal. Por el contrario, una estrella de generaciones posteriores (por ejemplo como el Sol), que nació a partir de nubles interestelares producidas por supernovas previas, tendrá un porcentaje de elementos metálicos en su núcleo (recordemos que en física estelar, todos los elementos diferentes del hidrógeno y del helio son denominados metales).

Pero por regla general, el helio es el predominante en los núcleos de estas estrellas al momento de apartarse de la serie, cuando el hidrógeno se ha agotado. Entonces, cuando la estrella se comienza a contraer, la región nuclear se calienta y las capas superiores por fuera del núcleo son atraídas hacia él con el resultado de que también en ellas la temperatura crece significativamente. Antes, las bajas temperaturas de esta zona impedían la fusión del hidrógeno mas no en este momento de contracción. De manera que en un tiempo relativamente breve una fina capa de hidrógeno que recubre al núcleo se fusiona convirtiéndose en helio. De manera que el núcleo en contracción recibe más helio como nuevo aporte.

Disgrama H-R. By Jesusmaiz (Own work)

Resumiendo, las regiones centrales de las estrellas salientes de la serie principal están formadas por un núcleo en contracción cuyo elemento predominante (en muy alta proporción) es el helio. Y como recubrimiento nuclear existe una fina capa de hidrógeno que se fusiona. 

A causa de este incremento de la temperatura nuclear causado por la contracción, la combustión del hidrógeno se realiza por el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO) en las estrellas de todas las masas. (Anteriormente este ciclo estaba reservado a estrellas con masas muy superiores a la del Sol, en estrellas con masas solares la reacción predominante es la cadena protón-protón).

Se esperaría quizás que la envoltura exterior de la estrella también fuera atraída hacia el núcleo, pero no. Lo que ocurre es más bien lo contrario. Las capas exteriores están demasiado lejos y en expansión debido a la presión de radiación (generada ahora por el núcleo en contracción) como para caer hacia el núcleo, el cual se vuelve cada vez más caliente y brillante. La estrella se disocia dejando un espacio de muy baja densidad entre las capas exteriores en expansión y el brillante y denso núcleo en contracción. De manera que mientras el núcleo se vuelve cada vez más denso y caliente, las capas exteriores se tornan cada vez más tenues y frías.

En el diagrama H-R la estrella se aleja continuamente de la serie principal hacia la derecha. Esto se debe a que las capas exteriores se dilatan significativamente mientras el núcleo se contrae. 

Cadena protón-protón. By Xenoforme at es.wikipedia

En esta etapa (muy breve) del desarrollo de una estrella la mayor parte de la energía procede de la capa que rodea al núcleo y que es rica en hidrógeno. El núcleo se puede considerar isotérmico en esta etapa de la evolución estelar. Principalmente por la brevedad del evento, por la contracción regular de todo su volumen y porque prácticamente no produce energía. Su temperatura estará determinada por la contracción y por la radiación aportada por la fusión de la capa que lo rodea. Pero desafortunadamente este modelo no es estable para cualquier masa estelar. Si el núcleo pesa más que la décima parte de la masa total de la estrella, el modelo resulta inestable. 

Límite de Schönberg-Chandrasekhar

Esta restricción en el tamaño del núcleo recibe el nombre de límite de Schönberg-Chandrasekhar e indica la masa máxima de un núcleo que no fusiona y es isotérmico. Más allá de este límite el colapso no se puede detener sin desestabilizar la estrella. El límite se expresa como la relación entre la masa del núcleo y la de la estrella como un todo antes de salirse de la serie principal. Las estimaciones del límite dependen del tipo de modelo estelar empleado y de las composición química del núcleo de la estrella y de la capa envolvente que fusiona. Los valores típicos son del 10 al 15 por ciento de la masa de la estrella.

El límite recibe su nombre en honor a los astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar y Mario Schönberg, quienes trabajaron sobre el tema en el año 1942.

Evolución posterior de las estrellas salientes 

El límite de Schönberg-Chandrasekhar, entonces, define el escenario evolutivo de una estrella cuando agota sus reservas de hidrógeno en su núcleo. La estrella al contraerse debido a la pérdida de presión por radiación comienza a fusionar hidrógeno en un cascarón fino y rico en hidrógeno que rodea al núcleo contractivo, compuesto principalmente por helio. De esta manera, el núcleo incrementa su masa de hidrógeno a partir del recubrimiento exterior. Si la masa de la estrella es menor de aproximadamente 1,5 veces la del Sol, la materia del núcleo se hará degenerada antes de que se alcance el límite de Schonberg-Chandrasekhar. La materia degenerada tiene propiedades similares a las de un sólido y puede soportar altas presiones sin ningún cambio apreciable en volumen.

Los demás casos merecen una explicación más amplia y se saldrían fuera de los límites de este artículo. En el próximo serán tratados en detalle. Se tratará la evolución de las estrellas en la parte inferior y superior de la serie principal, los efectos del flash del helio y la pérdida de masa y evolución de las estrellas pequeñas.