La vida privada de las estrellas [4/10] – La secuencia principal

La vida privada de las estrellas [4/10] – La secuencia principal

Continuamos hoy escudriñando La vida privada de las estrellas. En episodios anteriores de la serie hemos hablado del nacimiento de una estrella, los tipos espectrales y las clases de luminosidad. Hoy hablaremos sobre la etapa más larga de la vida de una estrella: la secuencia principal, además de explicar qué es (y por qué es importante) el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Recordarás cómo el nacimiento de la estrella (ya sea una enana roja o una gigante azul) culminaba en el momento en el que la protoestrella se había comprimido y calentado lo suficiente como para iniciar, en su núcleo, la fusión del hidrógeno. Como dijimos en los dos artículos anteriores, el color y la luminosidad de la estrella dependían de su temperatura y su tamaño.

Bien, cuando los astrónomos empezaron a catalogar estrellas (observando propiedades como las anteriores), trataron de encontrar patrones que relacionaran estas propiedades: ¿era posible tener una estrella muy pequeña y muy caliente? ¿una enana azul? ¿y una gigante amarilla? ¿había algunas combinaciones más probables que otras?

Dos científicos realizaron diagramas muy parecidos a principios del siglo XX: el danés Ejnar Hertzsprung, en 1911, elaboró un diagrama que relacionaba la luminosidad de las estrellas conocidas en función de su color. Dos años más tarde y de forma independiente, el estadounidense Henry Norris Russell creó un diagrama muy parecido que relacionaba la luminosidad con el tipo espectral (el cual, como ya sabes, es función de la temperatura de la estrella y por lo tanto del color de su superficie). Al ser ambos diagramas prácticamente iguales, el nombre de este tipo de gráfica es diagrama de Hertzsprung-Russell.

Bien, si cogemos todas las estrellas conocidas y catalogadas y las representamos en un diagrama de Hertzsprung-Russell (es decir, nos fijamos en cómo se relacionan su color y su luminosidad), aparece un patrón muy definido y fácil de ver. Fíjate en este hermoso diagrama con 23.000 estrellas de los catálogos Hipparcos y Gliese en el que cada estrella está representada en su color. La temperatura (color) está en el eje de abscisas, la luminosidad en el de ordenadas. Observa el diagrama un par de minutos antes de seguir leyendo:

Tipo espectral
Crédito: Wikipedia. Publicado bajo CC Attribution Sharealike Unported 3.0 License.

Te habrás dado cuenta de lo mismo que observaron los astrónomos al elaborar estos diagramas con las estrellas conocidas: prácticamente todas están concentradas en un par de regiones del diagrama. La mayor parte de las estrellas están en esa franja más o menos sinuosa y borrosa (puesto que hay más factores a tener en cuenta que no aparecen en la gráfica, como la composición de la estrella) que va diagonalmente desde abajo y la derecha (estrellas poco luminosas y frías) hacia arriba y la izquierda (estrellas luminosas y calientes). Hay estrellas en otras zonas, pero son menos, y hablaremos de ellas más adelante.

Esa franja diagonal, en la que está la mayor parte de las estrellas, es lo que se denomina secuencia principal. Cuando la protoestrella de la que hablamos en episodios anteriores se “enciende”, es decir, empieza a fusionar hidrógeno, entra en un punto de esa secuencia principal (donde le corresponda a su masa). Mientras esté “quemando” hidrógeno, ocurre lo que parece de sentido común: cuanto más grande es la estrella, más caliente está, de modo que está en esa franja, la secuencia principal. Cuando el hidrógeno del núcleo empieza a acabarse empiezan a pasar cosas raras, y la estrella abandona la secuencia principal.

¿Qué quiere decir entonces que casi todas las estrellas estén en esa secuencia principal? Puesto que las estrellas que vemos son muestras más o menos aleatorias de un conjunto en el que algunas son jóvenes, otras viejas y otras ni una cosa ni otra, el hecho de que todas estén ahí sólo puede significar una cosa, y ésa es la conclusión a la que llegaron los astrónomos al observar estos diagramas: las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, fusionando hidrógeno.

Dicho de otra manera: imagina que observas individuos aleatorios de una especie alienígena, de edades diferentes, y ves que algunos tienen el pelo rojo, otros verde y otros azul. Unos pocos lo tienen rojo, muy pocos azul, y prácticamente todos lo tienen verde. Y, además, te das cuenta de que, según envejecen, el color de su pelo va de rojo a verde y luego a azul. La conclusión lógica es que esta especie alienígena pasa la mayor parte de su vida en la etapa “verde”, mientras que las otras dos etapas son muy breves: de ahí que veas tantos con el pelo verde. Es un ejemplo algo simplón, pero espero que ponga de manifiesto la importancia de este diagrama.

De modo que nuestra joven estrella (que, independientemente de su origen y composición, estará en su mayor parte formada por hidrógeno) empieza a realizar la fusión del hidrógeno, y cae en la secuencia principal en el punto que le corresponda a su masa. Ahí permanece durante mucho, mucho tiempo: casi toda su existencia como cuerpo estelar, casi sin moverse en el diagrama, “quemando” hidrógeno y brillando con el color (tipo espectral) y brillo (clase de luminosidad) que le corresponden.

Por ejemplo, nuestro Sol es, como ya dijimos, una estrella G2 V. Si te fijas en el diagrama (G en abscisas y un brillo de 1 en ordenadas), es una estrella amarilla dentro de la secuencia principal. Ahí seguirá aún durante unos cuantos miles de millones de años: nuestra estrella no es muy joven, pero tampoco es vieja, y todavía tiene mucho hidrógeno por fusionar en el núcleo.

¿Quiere esto decir que durante los miles de millones de años que una estrella permanece en la secuencia principal no cambia absolutamente nada? No. Según va pasando el tiempo, el hidrógeno se va convirtiendo en helio, y esto es importante por una razón muy sencilla: el helio es unas cuatro veces más denso que el hidrógeno. Por lo tanto, la estrella va, poco a poco, contrayéndose, calentándose en el núcleo y fusionando hidrógeno más deprisa. Nuestro Sol consume ahora hidrógeno un 40% más deprisa que hace un par de miles de millones de años – si quieres entrar en más detalle sobre este aspecto, puedes leer la entrada de hace unos meses ¿Por qué el Sol está más caliente que antes?.

Claro, si la estrella es pequeña y fría (en la parte inferior derecha de la secuencia), consume hidrógeno muy despacio, y puede permanecer allí… no sabemos cuánto tiempo. Las primeras estrellas pequeñas que se formaron en el Universo aún están ahí, y probablemente seguirán mucho despúes de que nuestro Sol haya “muerto” y se haya convertido en una enana blanca. Pero las estrellas grandes y calientes (la parte superior izquierda de la secuencia) alcanzan tal temperatura y presión en el núcleo que consumen el hidrógeno a una velocidad endiablada, y en unos pocos millones de años su núcleo es totalmente de helio.

Una vez que la estrella ha consumido casi todo el hidrógeno del núcleo, la mayor parte de su vida ha pasado: lo que le queda puede ser apocalíptico o pacífico, pero será corto. Curiosamente, casi todo lo más interesante de la vida de la estrella está por venir, en el poco tiempo que le queda, mientras que la mayor parte de su existencia es comparativamente aburrida dentro de la secuencia principal. Además, una vez la estrella abandona la secuencia, dependiendo de su masa pueden ocurrirle cosas muy distintas, mientras que durante su estancia en la secuencia casi todas se comportan básicamente igual (salvo que unas permanecen durante tiempos enormes y otras lo hacen durante unos breves millones de años).

¿Qué tipo de estrellas son entonces las que no están, en el diagrama de arriba, en la secuencia principal? Algunos puntos aislados son simplemente casos extraños: vemos un número tan gigantesco de estrellas, con condiciones tan variadas en su formación y evolución, que algunas pueden tener características fuera del patrón común. Pero probablemente has visto dos grupos relativamente numerosos de estrellas que llaman la atención: por un lado, la franja que se dirige hacia la derecha y arriba desde la secuencia principal y, por otro, una banda casi horizontal de estrellas blancas en la parte inferior izquierda del diagrama.

El primer grupo son estrellas que han abandonado la secuencia principal y consumiendo elementos diversos en su precipitada caída desde la secuencia: son estrellas “moribundas”. Nuestro Sol recorrerá un día ese camino. El segundo grupo, las enanas blancas, son “cadáveres” de estrellas que recorrieron ese camino. Pero todo esto está relacionado con lo que ocurre cuando la estrella abandona la secuencia, de modo que tendrás que esperar a próximas entregas de la serie para saber más sobre ello.

Antes de eso, en el próximo artículo de la serie, estudiaremos qué ocurre en una estrella típica (nuestro Sol) durante todo este tiempo que permanece en la secuencia principal: hablaremos de las entrañas de una estrella.

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Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com

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