Las edades en el diagrama HR
Cuando una estrella nace a partir del colapso gravitacional de una nube de gas y que las
primeras reacciones nucleares comienzan en su centro forneciendo su radiación, se encuentra
rápidamente en la secuencia principal.
La estrella puede entonces describirse como un sistema en equilibrio entre la gravitación (fuerza
de atracción en dirección del centro de la estrella) y la presin del gas y de la radiación (que
empuja hacia el exterior). Cuanto más masiva es la estrella, mas caliente y luminosa es (en la
parte superior y a la izquierda del diagrama). Al contrario, cuanto más pequeña más abajo se
encuentra, a la derecha del diagrama .
Evolución de las estrellas con poca masa
Para las estrellas de masa inferior a la mitad de la masa solar, también llamadas enanas frías,
no hay fusión de elementos pesados después de la fusión del hidrógeno. El tiempo de vida de
estas estrellas en la secuencia principal es superior a la edad actual del Universo (alrededor de
14 billones de años). Los modelos de evolución estelar prevén que estas estrellas terminarán
como enanas blancas de helio ... pero aún es demasiado pronto para poder observarlas!
Evolución des las estrellas de masa intermedia
Entre 0.5 y 7 masas solares, sólo el hidrógeno y el helio pueden fusionar en la estrella. En
la secuencia principal, hay primero la fusión del hidrógeno en el núcleo. A continuación el
hidrógeno se va a fusionar en capas alrededor del núcleo de Helio. El envoltorio de la estrella
se dilata y se enfría : la estrella se vuelve una gigante roja. La disminución de la temperatura
es compensada por el aumento simultáneo del radio que aumenta la luminosidad. La estrella
sube en el diagrama HR.
La fusión del helio en el núcleo puede entonces comenzar. La estrella se contrae. La fusión de
Helio produce carbono y oxígeno en el núclao. La estrella
baja en el diagrama HR. La fusión
del carbono necesita una temperatura central de
, que no es alcanzada en las estrellas de masas intermedias.
La estrella termina en nebulosa planetaria con la formación en el centro de una enana blanca
de carbono y oxígeno.
Evolución des las estrellas más masivas
A partir de la secuencia principal, los elementos cada vez más masivos se fusionan en el núcleo
de la estrella. Los elementos menos masivos continúan a fusionarse en capas, enriqueciendo las
capas más profundas de productos de la fusión. Vientos estelares muy fuertes son observados.
Cuando el núcleo de hierro alcanza la masa límite de Chandrasekhar, colapsa. El vacío creado
aspira la materia de la estrella que rebota y crea una onda de choque que expulsa con violencia
todas las capas externas : es una supernova de tipo II. El residuo del núcleo de hierro se colapsa
en una estrella de neutrones o en un agujero negro según su masa.
Tiempo de evolución
La
rapidez
de la evolución y de las diferentes fases de fusión nuclear depende de la masa y de la
composición química inicial. Una estrella de 1 masa solar pasará 10 billones de años en
la secuencia prinicipal, contra 20 a 30 billones para una estrella de un décimo de la
masa solar y algunos millones de años para estrellas muy masivas 50 veces la masa
solar.
| Masa inicial (en unidades de masa solar) |
Fusión |
Evolución |
Fase final |
|
D |
Enana negra, y no estrella |
Enana negra |
| 0.08 - 0.5 |
H |
Evolución muy lenta, un tiempo de vida superior a la edad del Universo |
Enana blanca de Helio (?) |
| 0.5 - 7 |
H, siguiente He |
Fin en nebulosa planetaria |
Enana blanca C, O |
| 8 - 25 |
H, siguiente He, siguiente C y 0 |
Fusión del H en la secuencia principal siguiente fusión He, C, O... en la fase de supergigante roja. Estructura en capa con un núcleo de hierro rodeado de elementos cada vez menos masivos en fusión |
Supernova de tipo II, a seguir estrella de neutrones |
| 25+ |
idem |
idem |
Supernova de tipo II, a seguir agujero negro |
Recapitulación de la evolución estelar.
Introducción