Estrella gigante roja

El inicio de la gigantería

Eventos durante la gigantería

Recursos

El diagrama de Hertzsprung-Russell, que muestra las relaciones entre las estrellas en astronomía, establece que una estrella gigante roja es cualquier estrella grande no perteneciente a la secuencia principal que tiene una clasificación estelar de K o M. Una estrella gigante roja es un tipo de estrella que ha agotado el suministro primario de combustible de hidrógeno en su núcleo y ahora utiliza otro elemento, como el helio, como combustible para sus reacciones de fusión termonuclear que producen energía. La estrella Aldebarán (el ojo de buey), en la constelación de Tauro, es un ejemplo de estrella gigante roja. La fusión del hidrógeno continúa fuera del núcleo y hace que la estrella se expanda drásticamente, convirtiéndola en una gigante. La expansión también enfría la superficie de la estrella, lo que la hace parecer roja. Las estrellas gigantes rojas se acercan al final de su vida y mueren en una explosión de supernova o, más tranquilamente, en forma de nebulosa planetaria. Ambos destinos implican la expulsión de las capas exteriores de la estrella, que dejan atrás el pequeño núcleo expuesto.

El inicio de la gigantería

Las estrellas son objetos autogravitatorios, lo que significa que se mantienen unidas por su propia gravedad. El campo gravitatorio de una estrella trata de comprimir la materia de la estrella hacia su centro, al igual que la gravedad de la Tierra atrae a las personas y los objetos materiales hacia su centro. Como las estrellas son gaseosas, se encogerían drásticamente si no fuera por las reacciones de fusión termonuclear que se producen en sus núcleos. Estas reacciones, que en las estrellas sanas implican la conversión de cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio, producen energía que calienta el gas de la estrella y le permite resistir la fuerza de la gravedad que intenta comprimirlo.

La mayoría de las estrellas, incluido el Sol, utilizan hidrógeno como combustible termonuclear por dos razones: En primer lugar, las estrellas están formadas en su mayoría por hidrógeno, por lo que es abundante; en segundo lugar, el hidrógeno es el elemento más ligero y simple, y se fusionará a una temperatura más baja que otros elementos. La reacción de hidrógeno a helio, que se produce en todas las estrellas, es la más fácil de iniciar para una estrella.

Aunque las estrellas son enormes, al final se quedan sin combustible de hidrógeno. El tiempo necesario para que esto ocurra depende de la masa de la estrella. Las estrellas como el Sol tardan unos 10.000 millones de años en agotar el hidrógeno de sus núcleos, mientras que las más masivas pueden tardar sólo unos pocos millones de años. Cuando la estrella empieza a quedarse sin hidrógeno, la tasa de reacciones de fusión en su núcleo disminuye. Como no se produce tanta energía, la gravedad empieza a superar la presión del gas calentado y el núcleo empieza a encogerse. Sin embargo, cuando un gas se comprime, se calienta más, por lo que a medida que el núcleo se hace más pequeño, también se calienta. Este es un punto crítico en la vida de la estrella, porque si el núcleo puede calentarse hasta unos 100 millones de Kelvin, estará entonces lo suficientemente caliente para que comience la fusión del helio. El helio, las cenizas de las reacciones de fusión anteriores en el núcleo de la estrella, se convertirá en la nueva fuente de energía.

En la figura 1 se muestra una estrella al borde de la ignición del helio. Las estrellas mucho más pequeñas que el sol son incapaces de encender su helio. No sólo su gravedad es demasiado

débil para que sus núcleos alcancen la temperatura necesaria, sino que sus interiores están más mezclados que los de las estrellas más masivas. La ceniza de helio en las estrellas de baja masa nunca tiene la oportunidad de acumularse en el núcleo, donde podría utilizarse como una nueva fuente de combustible.

Las estrellas como el Sol, sin embargo, sí desarrollan un núcleo rico en helio. Cuando sus núcleos se calientan lo suficiente (unos 100 millones de grados Kelvin), el helio se enciende, comenzando a fusionarse en carbono y oxígeno.

Eventos durante la gestación

Las estrellas que fusionan el helio han encontrado una forma de mantenerse contra su propia gravedad, pero hay una trampa. La cantidad de energía que una estrella obtiene de una determinada reacción de fusión depende de la energía de enlace de los elementos implicados (Figura 2).

Cuando el helio se agota, el ciclo que acabamos de describir comienza de nuevo. El núcleo se contrae y se calienta, y si la temperatura se eleva a 600 millones de Kelvin, el carbono comenzará a reaccionar, produciendo incluso más energía que en la fase de combustión del helio. Sin embargo, esto no ocurrirá en el sol. Su núcleo no se calentará lo suficiente, y al final de su fase de gigante roja, el sol se desprenderá de sus capas exteriores, que se expandirán en el espacio como una nebulosa planetaria. Algunas de estas nebulosas parecen anillos de humo gigantes. Lo único que quedará es el diminuto núcleo, hecho de carbono y oxígeno, las cenizas de los procesos finales de fusión.

Ya sea destinada a convertirse en una nebulosa planetaria o en una supernova, una gigante roja pierde materia expulsando un fuerte viento estelar. Muchas gigantes rojas están rodeadas de nubes de gas y polvo creadas por esta materia expulsada

. La pérdida de masa creada por estos vientos puede afectar a la evolución y al estado final de la estrella, y el material expulsado tiene una profunda importancia para la evolución de la galaxia, proporcionando material interestelar en bruto para la formación de las futuras generaciones de estrellas.

Términos clave

Energía de enlace- La cantidad de energía necesaria para romper un núcleo atómico.

Fusión- La conversión de núcleos de dos o más elementos más ligeros en un núcleo de un elemento más pesado. La fusión es el proceso que utilizan las estrellas para producir energía que les permita sostenerse contra su propia gravedad.

Nebula planetaria- Nube de gas que constituye las capas exteriores expulsadas de una estrella gigante de masa media (entre 0,5 y 3 masas solares).

Quema de la cáscara- Fusión de elementos más ligeros en otros más pesados en una «cáscara» aproximadamente esférica fuera del núcleo de la estrella. La combustión de la envoltura se produce después de que el elemento en fusión se haya agotado en el núcleo. Las reacciones de fusión que implican a ese elemento se alejan del núcleo como un anillo de llamas que se aleja de una hoguera.

Supernova- La etapa final de colapso de una estrella supergigante.

Las estrellas masivas, sin embargo, pueden calentar sus núcleos lo suficiente como para encontrar varias fuentes nuevas de energía, como el carbono, el oxígeno, el neón y el silicio. Estas estrellas pueden tener varias envolturas de fusión (Figura 3). Se puede pensar en toda la etapa de gigante roja como un acto de autoconservación. La estrella, en un esfuerzo continuo por evitar que su propia gravedad la aplaste, encuentra nuevas fuentes de combustible para prolongar su vida mientras pueda. La situación rápidamente cambiante de su núcleo puede hacer que se vuelva inestable, y muchas gigantes rojas muestran una marcada variabilidad. Un campo interesante de la investigación moderna consiste en la creación de modelos informáticos de estrellas gigantes que reproduzcan con precisión los niveles y la variación observados de la producción de energía de las gigantes.

Recursos

LIBROS

Arny, Thomas. Exploraciones: An Introduction to Astronomy. Boston, MA: McGraw-Hill, 2006.

Chaisson, Eric. Astronomy: A Beginner’s Guide to the Universe. Upper Saddle River, NJ: Pearson/Prentice Hall, 2004.

Freedman, Roger A. Universe, Stars, and Galaxies. Nueva York: W.H. Freeman, 2005.

Krumenaker, Larry, ed. The Characteristics and the Life Cycle of Stars: An Anthology of Current Thought. New York: Rosen Publishing Group, 2006.

Zelik, Michael. Astronomy: The Evolving Universe. Cambridge y Nueva York: Cambridge University Press, 2002.

Jeffrey C. Hall