Muerte de las estrellas 1

Como todas las cosas en el universo, las estrellas nacen, viven y mueren. Su destino final está inexorablemente marcado desde su nacimiento, pues su masa es lo que determinará su destino final. Siguiendo la convención usual, se tomará como unidad de medida al Sol, es lo que se escribe como MSol.


Estrellas de masa baja e intermedia ( Masa menor a 9 MSol )
Fase de subgigante (SubG)

Betelgeuse,  una supergigante roja

Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una cáscara alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, sin variar mucho su luminosidad. Esta fase es la de subgigante y es un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja.


Fase de gigante roja (GR)


Al evolucionar una subgigante, en un momento dado la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidad aumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 5-6 mil millones de años el Sol llegará a esta condición y devorará a Mercurio, Venus y quizá la Tierra.
Al igual que una subgigante, una gigante roja deriva su energía de quemar hidrógeno en helio en una cáscara alrededor de su núcleo inerte de helio. La fase de gigante roja termina cuando dicho helio se enciende mediante el proceso llamado triple-alfa. En estrellas con masa inferior a 0,5 masas solares, la temperatura central nunca llega a ser lo suficientemente alta como para que se active el proceso triple-alfa, por lo que para ellas ésta es la última fase en la que la estrella se soporta a sí misma con reacciones nucleares.


Fase del apelotonamiento rojo (AR)


Al encenderse el helio en estrellas de más de 0,5 MSol de masa inicial, la luminosidad de la estrella desciende ligeramente y su tamaño disminuye. Para estrellas de metalicidad solar, la temperatura superficial no varía mucho con respecto a la fase de gigante roja y esta fase recibe el nombre de apelotonamiento rojo. Para estrellas de menor metalicidad, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe el nombre de "rama horizontal".


Fase de la rama asintótica de las gigantes (RAG)


Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que antes se agotó el hidrógeno al final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a quemar el helio  y la estrella ve como su temperatura superficial se reduce y la estrella se vuelve a hinchar. La estrella acabará creciendo hasta un tamaño de aproximadamente el doble del que consiguió en la fase de gigante roja.

Nebulosa planetaria NGC 2392

En esta fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que al terminarla se quedará sin combustible nuclear. En ella se producen el segundo y el tercer dragados, en los que material reprocesado en el  núcleo aflora en la superficie. La posibilidad de quemar dos especies distintas (hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que dará lugar a pulsos térmicos, los cuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de masa de la estrella. Así, la estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.


Estrellas de masa elevada ( 9 MSol hasta 30 MSol )


Las estrellas de masa superior a 9 MSol tienen una evolución radicalmente distinta a las de masa inferior por tres razones:
Las temperaturas en su interior son los suficientemente altas como para quemar los elementos hasta llegar al hierro.
La luminosidad es tan elevada que la evolución posterior a la secuencia principal dura únicamente de uno a unos pocos millones de años.
Las estrellas masivas experimentan tasas de pérdida de masa mucho mayores que las de masa inferior. 
Así pues, las estrellas de más de 9 MSol atravesarán fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta.


Fases de supergigante azul (SGAz) y supergigante amarilla (SGAm)


Al acabar de quemar hidrógeno en la secuencia principal, las estrellas de masa elevada evolucionan manteniendo una luminosidad constante pero con su temperatura superficial decreciendo rápidamente. Así pues, la estrella pasa rápidamente (en decenas de miles de años o inluso menos) por las fases de supergigante azul (temperatura superfcial en torno a los 20.000 grados) y supergigante amarilla (temperatura superficial en torno a los 6.000 grados) y, en la mayoría de los casos, casi todo el quemado del helio se produce ya en la siguiente fase (la de supergigante roja). 

En las póximas entradas veremos algunas muertes de estrellas realmente espectaculares: las explosiones de supernovas y los enigmáticos agujeros negros.