En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia
de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes
bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías
científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron
que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose
gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del
Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba
con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba
en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de
una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur
Eddington propuso la energía nuclear como alternativa.
Hoy en día sabemos que
la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las
fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas
de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona
ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y
composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una
batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una
estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al
colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a
través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque
finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento
la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la
estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar,
de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de
estrellas compañeras cercanas.
Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de
rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases:
PSP: Presecuencia principal
SP: Secuencia principal
SubG: Subgigante
GR: Gigante roja
AR: Apelotonamiento rojo
RH: Rama horizontal
RAG: Rama asintótica gigante
SGAz: Supergigante azul
SGAm: Supergigante amarilla
SGR: Supergigante roja
WR: Estrella Wolf-Rayet
VLA: Variable luminosa azul
Una estrella puede morir en forma de:
EM: Enana marrón
NP: Nebulosa planetaria
SN: Supernova
BRG: Brote de rayos gamma
y dejar un remanente estelar:
EB: Enana blanca
EN: Estrella de neutrones
AN: Agujero negro
Las fases y los valores límites de las masas entre los
distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la
velocidad de rotación y de la presencia de compañeras. Así, por ejemplo,
algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o
algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida
destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar.
El estudio de la evolución estelar está condicionado por sus
escalas temporales, casi siempre muy superiores a la de una vida humana. Por
ello no se puede analizar el ciclo de vida completo de cada estrella
individualmente, sino que es necesario realizar observaciones de muchas de
ellas, cada una en un punto distinto de su evolución, a modo de instantáneas de
este proceso. En este aspecto es fundamental el estudio de los cúmulos
estelares, los que esencialmente son colecciones de estrellas de edad y
metalicidad similares pero con un amplio rango de masas. Esos estudios luego se
comparan con modelos teóricos y simulaciones numéricas de la estructura
estelar.
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