Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Estrellas de baja masa: Gigantes rojos y enanas blancas

La ruta evolutiva que siguen las estrellas tipo Sol tras agotar el hidrógeno del núcleo, terminando como enanos blancos compactos

Cuando una estrella tipo Sol u otra estrella de baja masa (aproximadamente ≤8 M⊙) termina su vida en la secuencia principal, no muere como supernova. En cambio, sigue un camino más suave pero aún dramático: se expande a una gigante roja, enciende helio en su núcleo y finalmente expulsa las capas externas, dejando tras de sí un compacto enano blanco. Este proceso determina el destino de la mayoría de las estrellas en el universo, incluyendo nuestro Sol. A continuación, examinaremos cada etapa de la evolución de una estrella de baja masa después de la secuencia principal, revelando cómo estos cambios reestructuran la estructura interna, la radiación y el destino final de la estrella.

1. Resumen de la evolución de estrellas de baja masa

1.1 Límites de masa y tiempos de vida

Las estrellas consideradas de “baja masa” generalmente varían desde aproximadamente 0,5 hasta 8 masas solares, aunque los límites exactos dependen de los detalles del encendido del helio y la masa final del núcleo. Dentro de este rango de masa:

  • La supernova por colapso del núcleo es muy poco probable; estas estrellas no son lo suficientemente masivas para formar un núcleo de hierro que luego colapse.
  • Los restos de enanos blancos son el resultado final.
  • Larga vida en la secuencia principal: Las estrellas de masa baja, cerca de 0,5 M⊙, pueden pasar decenas de miles de millones de años en la secuencia principal, y una estrella de 1 M⊙, como el Sol, alrededor de 10 mil millones de años [1].

1.2 Evolución post-secuencia principal brevemente

Después de agotar el hidrógeno del núcleo, la estrella pasa por varias etapas importantes:

  1. Combustión de hidrógeno en la capa: El núcleo de helio se contrae, y la capa de combustión de hidrógeno expulsa las capas externas hacia la gigante roja.
  2. Encendido del helio: Cuando la temperatura del núcleo aumenta lo suficiente (~108 K), comienza la fusión de helio, a veces de forma explosiva – el llamado “destello de helio”.
  3. Rama asintótica de las gigantes (AGB): Etapas posteriores de combustión, incluyendo la quema de helio e hidrógeno en capas sobre el núcleo de carbono-oxígeno.
  4. Expulsión de la nebulosa planetaria: Las capas externas de la estrella se expulsan suavemente, formando una hermosa nebulosa y dejando el núcleo como un enano blanco [2].

2. Fase de gigante roja

2.1 Salida de la secuencia principal

Una estrella tipo Sol agota su hidrógeno del núcleo, la fusión pasa a la capa circundante. Dado que en el núcleo inerte de helio no ocurre fusión, este se contrae debido a la gravedad, aumentando la temperatura. Mientras tanto, la capa externa de la estrella se expande significativamente, haciendo que la estrella se convierta en:

  • Más grande y más brillante: los radios pueden aumentar decenas o cientos de veces.
  • Con superficie fría: la temperatura de la capa expandida disminuye, dando a la estrella un tono rojo.

Así, la estrella se convierte en un gigante rojo en la rama de gigantes rojas (RGB) del diagrama H–R [3].

2.2 Combustión de hidrógeno en la envoltura

En esta etapa:

  1. Contracción del núcleo de helio: El núcleo de cenizas de helio se reduce y la temperatura aumenta hasta ~108 K.
  2. Combustión en la envoltura: El hidrógeno en una capa delgada cerca del núcleo arde intensamente, a menudo causando una gran radiación.
  3. Expansión de la capa externa: La energía adicional obtenida de la combustión en la capa empuja las capas externas, y la estrella asciende en la rama de gigantes rojas.

La estrella puede pasar cientos de millones de años en la rama de gigantes rojas, formando gradualmente un núcleo degenerado de helio.

2.3 Flash de helio (estrellas ~2 M⊙ o menores)

En estrellas con masa ≤2 M⊙, el núcleo de helio se vuelve degenerado electrónicamente, lo que significa que la presión cuántica de los electrones se opone a una mayor compresión. Cuando la temperatura alcanza un umbral crítico (~108 K), la síntesis de helio se enciende explosivamente en el núcleo: es el flash de helio, liberando un estallido de energía. Este flash elimina la degeneración y reestructura la estrella sin expulsar catastróficamente la capa externa. Las estrellas de mayor masa encienden el helio de forma más suave, sin flash [4].

3. Rama horizontal y combustión de helio

3.1 Síntesis de helio en el núcleo

Después de la llama de helio o ignición suave, se forma un núcleo estable de combustión de helio, donde ocurre la síntesis de 4He → 12C, 16O, principalmente a través del proceso triple-alfa. La estrella se adapta a un nuevo estado estable en la rama horizontal (en los diagramas H–R de grupos estelares) o en el red clump para masas ligeramente menores [5].

3.2 Duración de la combustión de helio

El núcleo de helio es más pequeño y ocurre a una temperatura más alta que el período de combustión de hidrógeno, pero la síntesis de helio es menos eficiente. Por ello, esta etapa suele durar alrededor del 10–15% de la vida en la secuencia principal de la estrella. Con el tiempo se forma un núcleo inerte de carbono-oxígeno (C–O), que finalmente impide el inicio de la síntesis de elementos más pesados en estrellas de baja masa.

3.3 Encendido de la capa de combustión de helio

Cuando se agotan las reservas centrales de helio, la capa de combustión de helio se enciende fuera del núcleo de carbono-oxígeno ya formado, empujando la estrella hacia la rama asintótica de las gigantes (AGB), conocida por sus superficies brillantes y frías, fuertes pulsaciones y pérdida de masa.

4. Rama de gigantes asintóticos y expulsión de la capa externa

4.1 Evolución AGB

En la etapa AGB, la estructura estelar se caracteriza por:

  • Con núcleo C–O: Núcleo inerte y degenerado.
  • Con capas de combustión de helio e hidrógeno: Capas de combustión que causan comportamiento pulsante.
  • Con una enorme capa externa: Las capas externas de la estrella se hinchan a radios gigantescos, con una gravedad superficial relativamente baja.

Los pulsos térmicos en la capa de helio pueden causar procesos dinámicos de expansión, resultando en una pérdida significativa de masa a través de vientos estelares. Esta erupción a menudo enriquece el medio interestelar con carbono, nitrógeno y elementos del proceso s, formados durante los flashes de la capa [6].

4.2 Formación de nebulosas planetarias

Finalmente, la estrella no puede sostener sus capas externas. El superviento final o la expulsión de masa impulsada por pulsaciones revela el núcleo caliente. La capa externa expulsada brilla en radiación UV proveniente del núcleo estelar caliente, formando una nebulosa planetaria, a menudo una envoltura compleja de gas ionizado. La estrella central se convierte esencialmente en un proto-enano blanco, brillando intensamente en UV durante decenas de miles de años mientras la nebulosa continúa expandiéndose.

5. Residuo del enano blanco

5.1 Composición y estructura

Cuando la capa externa expulsada se disipa, el núcleo degenerado restante aparece como un enano blanco (BN). Generalmente:

  • Enano blanco de carbono-oxígeno: La masa final del núcleo estelar es ≤1,1 M⊙.
  • Enano blanco de helio: Si la estrella perdió su capa externa temprano o estuvo en interacción binaria.
  • Enano blanco de oxígeno-neón: En estrellas un poco más masivas, cerca del límite superior de masa necesario para la formación de BN.

La presión de degeneración electrónica sostiene a la BN contra el colapso, estableciendo radios típicos de aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra, con densidades desde 106 hasta 109 g cm−3.

5.2 Enfriamiento y tiempos de vida de la BN

La enana blanca irradia la energía térmica restante durante miles de millones de años, enfriándose y desvaneciéndose gradualmente:

  • Brillo inicial es promedio, irradiando principalmente en la banda óptica o UV.
  • Durante decenas de miles de millones de años se desvanece hasta convertirse en una “enana negra” (hipotética, ya que el universo no es lo suficientemente viejo para que una EN se enfríe completamente).

Además de la fusión nuclear, la radiación de la EN disminuye porque se libera calor almacenado. Observando las secuencias de EN en cúmulos estelares, los astrónomos calibran las edades de los cúmulos, ya que en los más antiguos las EN están más frías [7,8].

5.3 Interacciones binarias y nova / supernova tipo Ia

En sistemas binarios cercanos, la enana blanca puede acrecer material de la estrella compañera. Esto puede causar:

  • Nova clásica: Explosión termonuclear en la superficie de la EN.
  • Supernova tipo Ia: Si la masa de la EN se acerca al límite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙), una detonación de carbono puede destruir completamente la EN, creando elementos más pesados y liberando una enorme cantidad de energía.

Por lo tanto, la fase de EN puede tener consecuencias dramáticas adicionales en sistemas estelares múltiples, pero aislada simplemente enfría indefinidamente.

6. Evidencia observacional

6.1 Diagramas color-amplitud de cúmulos estelares

Los datos de cúmulos estelares abiertos y globulares muestran secuencias distintivas de “rama de los gigantes rojos,” “rama horizontal,” y “secuencia de enfriamiento de enanas blancas,” reflejando la evolución de estrellas de baja masa. Midiendo la edad de giro de la secuencia principal y la distribución de radiación de las EN, los astrónomos confirman los tiempos de vida teóricos de estas etapas.

6.2 Encuestas de nebulosas planetarias

Encuestas de imágenes (por ejemplo, con el telescopio Hubble o telescopios terrestres) revelan miles de nebulosas planetarias, cada una con una estrella central caliente que rápidamente se convierte en una enana blanca. Su diversidad morfológica — desde formas anulares hasta bipolares — muestra cómo la asimetría del viento, la rotación o los campos magnéticos pueden moldear las estructuras de gas expulsadas [9].

6.3 Distribución de masas de las enanas blancas

Grandes estudios espectroscópicos muestran que la mayoría de las EN se concentran alrededor de 0,6 M⊙, lo que coincide con las predicciones teóricas para estrellas de masa media. La rareza de las EN cerca del límite de Chandrasekhar también coincide con los límites de masa de las estrellas que las forman. Las líneas espectrales detalladas de las EN (por ejemplo, de tipos DA o DB) proporcionan información sobre la composición del núcleo y la edad de enfriamiento.

7. Conclusiones e investigaciones futuras

Estrellas de baja masa, como el Sol, siguen un camino bien comprendido tras agotar el hidrógeno:

  1. Rama de los gigantes rojos: El núcleo se contrae, la capa exterior se expande, la estrella se enrojece y se vuelve más brillante.
  2. Combustión de helio (rama horizontal / cúmulo rojo): El núcleo enciende el helio y la estrella alcanza un nuevo equilibrio.
  3. Rama asintótica de las gigantes: Ciclo doble de actividad de combustión en capas alrededor de un núcleo degenerado de C–O, que termina con una fuerte pérdida de masa y la expulsión de la nebulosa planetaria.
  4. Enana blanca: El núcleo degenerado permanece como un remanente estelar compacto que se enfría y desvanece lentamente a lo largo de los siglos.

El trabajo continuo mejora los modelos de pérdida de masa en AGB, las características de los destellos de helio en estrellas de baja metalicidad y la compleja estructura de las nebulosas planetarias. Las observaciones de encuestas multibanda, astrosismología y datos de paralaje mejorados (por ejemplo, de Gaia) ayudan a confirmar los tiempos de vida teóricos y los procesos internos. Mientras tanto, los estudios de sistemas binarios cercanos revelan las causas de novas y supernovas tipo Ia, destacando que no todas las enanas blancas se enfrían silenciosamente: algunas experimentan explosiones.

Esencialmente, los gigantes rojos y las enanas blancas describen las etapas finales de la mayoría de las estrellas, evidenciando que el agotamiento del hidrógeno no es el fin de la estrella, sino un giro bastante dramático hacia la quema de helio y, finalmente, el suave enfriamiento del núcleo degenerado. Dado que nuestro Sol se acerca a este camino en varios miles de millones de años, esto recuerda que estos procesos forman no solo estrellas individuales, sino también sistemas planetarios completos y la evolución química más amplia de las galaxias.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Estructura interna de las estrellas. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Evolución estelar en la secuencia principal y más allá.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Capas circunestelares y pérdida de masa en gigantes rojas.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Destello de helio en estrellas gigantes rojas.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Mezcla de helio en la evolución de las gigantes rojas.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Evolución de la rama asintótica de las gigantes.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Enanas blancas: investigaciones en el nuevo milenio.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Una mirada al interior de la estrella: astrofísica de enanas blancas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Formas de nebulosas planetarias y su formación.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
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