La mayoría de las estrellas de la galaxia, incluyendo nuestro Sol, Sirio y Alfa Centauri A y B son estrellas de la secuencia principal. La relativa longevidad y estabilidad del Sol han proporcionado las condiciones necesarias para que la vida evolucione aquí en la Tierra. Nuestra comprensión de los procesos implicados y de las características de este grupo clave de estrellas ha progresado en paralelo a nuestra comprensión de la física nuclear.
- Propiedades de las estrellas de la secuencia principal
- Equilibrio hidrostático
- Masa estelar
- Periodo de vida de la secuencia principal
- Composición
- Tabla de propiedades
- Nucleosíntesis y reacciones de fusión
- Protón-Cadena de protones
- Ciclo del CNO
- Vida útil de la secuencia principal del Sol
- Transporte de energía en una estrella
Propiedades de las estrellas de la secuencia principal
Las estrellas de la secuencia principal se caracterizan por la fuente de su energía. Todas ellas están sometidas a la fusión de hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. El ritmo al que lo hacen y la cantidad de combustible disponible dependen de la masa de la estrella. La masa es el factor clave para determinar la vida de una estrella de la secuencia principal, su tamaño y su luminosidad. Las estrellas de la secuencia principal también parecen no cambiar durante largos periodos de tiempo. Cualquier modelo de este tipo de estrellas debe ser capaz de explicar su estabilidad.
Equilibrio hidrostático
El modelo simple de cualquier estrella de la secuencia principal es el de un gas/fluido denso en un estado de equilibrio hidrostático. La fuerza que actúa hacia dentro, la gravedad, se equilibra con las fuerzas que actúan hacia fuera, la presión del gas y la presión de la radiación. Aparte de la corona, extremadamente caliente pero tenue, la presión y la temperatura de las estrellas aumentan básicamente a medida que nos acercamos al núcleo.
Las estrellas de la secuencia principal tienen esencialmente un tamaño fijo que está en función de su masa. Cuanto más masiva es la estrella, mayor es su atracción gravitatoria hacia el interior. Esto, a su vez, comprime más el gas. Cuando se intenta comprimir un gas, éste ejerce una presión de gas hacia atrás, se resiste a la compresión. En las estrellas, esta presión de gas no es suficiente para resistir el colapso gravitatorio. Una vez que la temperatura del núcleo ha alcanzado unos 10 millones de K, se produce la fusión del hidrógeno, liberando energía. Esta energía ejerce una presión de radiación hacia el exterior debido a la acción de los fotones sobre la materia extremadamente densa del núcleo. La presión de radiación, combinada con la presión del gas, equilibra la atracción de la gravedad hacia el interior, impidiendo un mayor colapso.
Masa estelar
Como se desprende de las pistas evolutivas de Hayashi en la página anterior, la posición de una estrella en la secuencia principal es en realidad una función de su masa. Se trata de una relación increíblemente útil, llamada relación masa-luminosidad. Si sabemos en qué lugar de la secuencia principal se encuentra una estrella, podemos deducir su masa. En general, cuanto más masiva es una estrella, más arriba se encuentra en la secuencia principal y más luminosa es. Matemáticamente esta relación se expresa de la siguiente manera:
L/LSun = (M/MSun)n (Ecuación 6.1)
donde n es aproximadamente 4 para las estrellas similares al Sol, 3 para las estrellas más masivas y 2,5 para las estrellas rojas tenues de la secuencia principal. (*Nota que esta fórmula no es necesaria para los exámenes de HSC). Una estrella de 0,1 masas solares tiene sólo una milésima parte de la luminosidad del Sol, mientras que una estrella de 10 masas solares tiene una luminosidad de 10.000 veces la de nuestro Sol.
El límite inferior de la masa de una estrella de la secuencia principal es aproximadamente 0,08 la de nuestro Sol u 80 veces la masa de Júpiter. Por debajo de esta masa, la fuerza gravitatoria hacia el interior es insuficiente para generar la temperatura necesaria para la fusión del hidrógeno en el núcleo y, en su lugar, la estrella «fallida» forma una enana marrón. El primer objeto de este tipo descubierto en 1995 fue Gliese 229B con 0,05 masas solares.
Se cree que los límites de la masa superior de las estrellas se sitúan entre 150 y 200 masas solares según los modelos teóricos. Este tipo de estrellas son extremadamente raras y de corta duración.
Cuanto mayor sea la masa de una estrella de la secuencia principal, mayor será su temperatura efectiva. Esto, combinado con el mayor radio de las estrellas de la secuencia principal de mayor masa, explica su mayor luminosidad. Recuerde que L ∝ T4 y L ∝ R2, por lo que incluso un pequeño aumento de la temperatura efectiva aumentará significativamente la luminosidad.
Vida de la secuencia principal
La secuencia principal es la etapa en la que una estrella pasa la mayor parte de su existencia. En relación con otras etapas de la «vida» de una estrella, es extremadamente larga; nuestro Sol tardó unos 20 millones de años en formarse, pero pasará unos 10.000 millones de años (1 × 1010 años) como estrella de la secuencia principal antes de evolucionar a gigante roja. ¿Qué determina la duración de la secuencia principal de una estrella?
Las estrellas de la secuencia principal varían en masa. Se puede imaginar que una estrella más masiva tiene más combustible disponible, por lo que puede pasar más tiempo en la secuencia principal fusionando hidrógeno en helio. Se equivoca: lo cierto es lo contrario. Las estrellas más masivas tienen una mayor fuerza gravitatoria que actúa hacia el interior, por lo que su núcleo se calienta más. Las temperaturas más elevadas hacen que las reacciones nucleares se produzcan a un ritmo mucho mayor en las estrellas masivas. Por lo tanto, consumen su combustible mucho más rápido que las estrellas de menor masa. Esto es análogo a lo que ocurre con muchas reacciones químicas: cuanto más alta es la temperatura, más rápida es la velocidad de reacción.
La duración de la vida de las estrellas de la secuencia principal es muy amplia. Mientras que nuestro Sol pasará 10.000 millones de años en la secuencia principal, una estrella de gran masa, de diez masas solares (10MSun), sólo durará 20 millones de años (2,0× 107 años) en la secuencia principal. Una estrella con sólo la mitad de la masa del Sol puede pasar 80.000 millones de años en la secuencia principal. Esto es mucho más largo que la edad del Universo, lo que significa que todas las estrellas de baja masa que se han formado siguen en la secuencia principal, no han tenido tiempo de evolucionar fuera de ella.
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Masa/Sol
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Luminosidad/Sol | Temperatura efectiva Temperatura (K) | Radio/Sol | Vida útil de la secuencia principal (años) | 0.10 | 3×10-3 | 2.900 | 0,16 | 2×1012 | 0,50 | 0,03 | 3.800 | 0.6 | 2×1011 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 0,75 | 0,3 | 5.000 | 0,8 | 3×1010 | |||||
| 1 | 6.000 | 1.0 | 1×1010 | ||||||
| 1,5 | 5 | 7.000 | 1.4 | 2×109 | |||||
| 3 | 60 | 11,000 | 2,5 | 2×108 | 5 | 600 | 17,000 | 3.8 | 7×107 |
| 10 | 10.000 | 22.000 | 5,6 | 2×107 | 15 | 17.000 | 28.000 | 6.8 | 1×107 |
| 25 | 80.000 | 35.000 | 8,7 | 7×106 | 60 | 790.000 | 44.500 | 15 | 3.4×106 |
Composición
Aunque existen 92 elementos naturales y unos cientos de isótopos, la composición de las estrellas es notablemente similar y simple. Las estrellas están compuestas casi por completo de hidrógeno y helio. Una estrella como nuestro Sol tiene un 73% de hidrógeno en masa y un 25% de helio. Si se determina por el número de núcleos, es un 92% de hidrógeno y un 7,8% de helio. El 2% restante en masa o el 0,2% en número son todos los elementos más pesados. Históricamente, los astrónomos denominaban metales a los elementos con números atómicos superiores a dos. Entre ellos se encuentran elementos como el carbono y el oxígeno. El uso de «metales» no debe confundirse con el significado químico más común del término.
La metalicidad es una medida de la abundancia de elementos más pesados que el helio en una estrella y se expresa como la fracción de metales en masa. Puede determinarse, o al menos inferirse, a partir de observaciones espectroscópicas y fotométricas. En general, se deduce que las estrellas con mayor metalicidad son más jóvenes que las que tienen valores muy bajos. Esto se debe a que los elementos más pesados que el helio se fabrican en el interior de las estrellas por nucleosíntesis y se liberan al espacio interestelar por eventos de pérdida de masa como las explosiones de supernovas en las últimas etapas de la evolución estelar. Las primeras generaciones de estrellas
Las estrellas que se encuentran en los brazos espirales de las galaxias, incluido nuestro Sol, son generalmente más jóvenes y tienen altas metalicidades. Se denominan estrellas de la población I. Las estrellas de la población II son más viejas, rojas y con metalicidades más bajas, y suelen encontrarse en los cúmulos globulares de los halos galácticos, en las galaxias elípticas y cerca del centro galáctico de las galaxias espirales.
Nucleosíntesis y reacciones de fusión
La nucleosíntesis se refiere simplemente a la producción de núcleos más pesados que el hidrógeno. Esto ocurre en las estrellas de la secuencia principal a través de dos procesos principales, la cadena protón-protón y el ciclo CNO (carbono, nitrógeno, oxígeno). La nucleosíntesis primordial se produjo muy pronto en la historia del Universo, dando lugar a algo de helio y pequeñas trazas de litio y deuterio, el isótopo pesado del hidrógeno. Los procesos de fusión en las estrellas posteriores a la secuencia principal son responsables de muchos de los núcleos más pesados. Otros mecanismos, como la captura de neutrones, también se producen en las últimas etapas de las estrellas masivas. Ambos se discuten en páginas posteriores.
Las estrellas de la secuencia principal fusionan hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. Esto se llama a veces «quema de hidrógeno», pero hay que tener cuidado con este término. «Quemar» implica una reacción de combustión con oxígeno pero el proceso dentro de los núcleos estelares es una reacción nuclear, no química.
La fusión nuclear en los núcleos de las estrellas de la secuencia principal implica que los núcleos positivos de hidrógeno, los átomos de hidrógeno ionizados o los protones, se unan, liberando energía en el proceso. En cada etapa de la reacción, la masa combinada de los productos es menor que la masa total de los reactantes. Esta diferencia de masa es la que explica la energía liberada según la famosa ecuación de Einstein E = m c2 donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz en el vacío. Esto se expresa mejor como:
En condiciones como las de la Tierra, si intentamos juntar dos protones (núcleos de hidrógeno) la interacción electrostática tiende a hacer que se repelan. Esta repulsión coulómbica debe ser superada para que los protones se fusionen. El proceso real por el que dos protones pueden fusionarse implica un efecto mecánico cuántico conocido como tunelización y, en la práctica, requiere que los protones tengan energías cinéticas extremadamente altas. Esto significa que deben viajar muy rápido, es decir, tener temperaturas extremadamente altas. La fusión nuclear sólo se inicia en los núcleos de las estrellas cuando la densidad en el núcleo es grande y la temperatura alcanza unos 10 millones de K.
Hay dos procesos principales por los que se produce la fusión del hidrógeno en las estrellas de la secuencia principal: la cadena protón-protón y el ciclo CNO (por carbono, nitrógeno, oxígeno).
Cadena protón-protón (pp)
El principal proceso responsable de la energía producida en la mayoría de las estrellas de la secuencia principal es la cadena protón-protón (pp). Es el proceso dominante en nuestro Sol y en todas las estrellas de menos de 1,5 masas solares. El efecto neto del proceso es que cuatro núcleos de hidrógeno, protones, se someten a una secuencia de reacciones de fusión para producir un núcleo de helio-4. La secuencia que se muestra a continuación es la forma más común de esta cadena y también se denomina cadena ppI. Representa el 85% de la energía de fusión liberada en el Sol.
Si se estudia el diagrama anterior se observará que en la serie de reacciones se utilizan seis protones, pero dos se liberan de nuevo. Otros productos son el núcleo de He-4, 2 neutrinos, 2 fotones gamma de alta energía y 2 positrones. Cada uno de estos productos lleva parte de la energía liberada por la ligera reducción de la masa total del sistema. La reacción global puede resumirse como:
Los neutrinos son neutros y tienen masas en reposo extremadamente bajas. Esencialmente no interactúan con la materia normal, por lo que viajan directamente desde el núcleo y escapan de la estrella casi a la velocidad de la luz. Alrededor del 2% de la energía liberada en la cadena pp es transportada por estos neutrinos.
Los positrones son la antipartícula de los electrones. Aunque la cadena pp implica la fusión de núcleos de hidrógeno, los núcleos de las estrellas siguen conteniendo electrones que han sido ionizados o arrancados de sus núcleos de hidrógeno o helio. Cuando un positrón colisiona con un electrón, se produce un evento de antimateria-materia en el que cada uno aniquila al otro, liberando aún más fotones gamma de alta energía.
En las estrellas pueden producirse otras dos formas de la cadena pp que contribuyen a un 15% de la producción de energía en el Sol. En la cadena ppII, un núcleo de He-3 producido a través de las primeras etapas de la cadena ppI se fusiona con un núcleo de He-4, produciendo Be-7 y liberando un fotón gamma. El núcleo de Be-7 colisiona entonces con un positrón, liberando un neutrino y formando Li-7. Éste, a su vez, se fusiona con un protón, dividiéndose para liberar dos núcleos de He-4. Un suceso más raro es la cadena ppIII, en la que un núcleo de Be-7 producido como el anterior se fusiona con un protón para formar B-8 y liberar un fotón gamma. El B-8 es inestable y sufre una desintegración beta positiva en Be-8, liberando un positrón y un neutrino. El Be-8 también es inestable y se divide en dos núcleos de He-4. Este proceso sólo aporta el 0,02% de la energía del Sol. Estas formas se resumen como:
Ciclo CNO
Las estrellas con una masa de aproximadamente 1,5 masas solares o más producen la mayor parte de su energía mediante una forma diferente de fusión de hidrógeno, el ciclo CNO. CNO son las siglas de carbono, nitrógeno y oxígeno, ya que en el proceso intervienen núcleos de estos elementos. Como su nombre indica, este proceso es cíclico. Requiere que un protón se fusione con un núcleo de C-12 para iniciar el ciclo. El núcleo de N-13 resultante es inestable y sufre una desintegración beta positiva a C-13. A continuación, se fusiona con otro protón para dar lugar al N-14, que a su vez se fusiona con un protón para dar lugar al O-15. Como es inestable, sufre una desintegración beta positiva para formar N-15. Cuando éste se fusiona con un protón, el núcleo resultante se divide inmediatamente para formar un núcleo de He-4 y un núcleo de C-12. Este núcleo de carbono puede entonces iniciar otro ciclo. El carbono-12 actúa así como un catalizador nuclear, es esencial para que el proceso se desarrolle pero finalmente no es consumido por él.
Al igual que en las distintas formas de la cadena pp, en el ciclo se liberan fotones gamma y positrones junto con los núcleos finales de helio y carbono. Todos ellos poseen energía. La reacción global puede resumirse como:
¿Por qué domina el ciclo CNO en las estrellas de mayor masa? La respuesta tiene que ver con la temperatura. La primera etapa de la cadena pp implica la fusión de dos protones, mientras que en el ciclo CNO, un protón tiene que fusionarse con un núcleo de carbono-12. Como el carbono tiene seis protones, la repulsión coulómbica es mayor en la primera etapa del ciclo CNO que en la cadena pp. Por tanto, los núcleos necesitan una mayor energía cinética para superar la mayor repulsión. Esto significa que tienen que tener una temperatura más alta para iniciar una fusión CNO. Las estrellas de mayor masa tienen una mayor atracción gravitatoria en sus núcleos, lo que lleva a que las temperaturas del núcleo sean mayores.
El ciclo del CNO se convierte en la principal fuente de energía en las estrellas de 1,5 masas solares o superiores. Las temperaturas del núcleo de estas estrellas son de 18 millones de K o más. Como la temperatura del núcleo del Sol es de unos 16 millones de K, el ciclo del CNO sólo representa una fracción mínima de la energía total liberada. La energía relativa producida por cada proceso se muestra en el siguiente gráfico.
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