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Una gigante roja

 

Una gigante roja


Un aumento gradual de luminosidad

La secuencia principal es la etapa durante la cual una estrella extrae su energía de la fusión del hidrógeno en helio. Las reservas de carburante no son, sin embargo, ilimitadas. A medida que el tiempo pasa, baja la concentración en hidrógeno en el centro de la estrella, mientras que la concentración en helio aumenta. Una consecuencia importante de este cambio es un ligero aumento de la luminosidad de la estrella a lo largo de su vida en la secuencia principal.

En efecto, puesto que la fusión del hidrógeno transforma cuatro protones en un solo núcleo de helio, baja el número de partículas libres en el centro de la estrella. Entonces, menos partículas significa una presión más baja. Para resistir al peso de las capas externas, el núcleo debe, pues, encontrar un medio de restablecer una presión suficiente. La solución que se le ofrece es contraerse ligeramente, lo que hace aumentar la presión interna, y la estrella puede reencontrar su estabilidad.

A causa de la contracción, las capas de hidrógeno próximas al núcleo, que no eran aún suficientemente calientes para mantener reacciones nucleares, pasan a serlo. Poco a poco, la cantidad de hidrógeno en fusión crece, lo que se traduce en un lento aumento de la luminosidad de la estrella.

El fin de la combustión en el centro

Después de una larga fase en la secuencia principal, llega finalmente un momento donde la concentración en protones es demasiado escasa en el centro de la estrella para mantener las reacciones nucleares: la combustión del hidrógeno se detiene en el centro. La estrella conoce entonces una situación de crisis. Sin energía disponible, la presión interna cae, la gravedad se encuentra sin obstáculo, el equilibrio de la estrella está roto y el interior de la estrella comienza a contraerse.

Esta contracción da origen a dos nuevas fuentes de energía. Primero, el núcleo está en condiciones de transformar una parte de su energía gravitacional en energía térmica. Luego va a aparecer una capa de hidrógeno en fusión. En efecto, la región que rodea el núcleo es aún muy rica en hidrógeno porque no se produce allí reacción. A causa de la contracción de la estrella, esta región ve aumentar su temperatura y alcanzar rápidamente el umbral necesario para la fusión. Así, aparece alrededor del núcleo apagado una fina capa en la cual la fusión del hidrógeno puede continuar.

La dilatación de la estrella en gigante roja

La estrella se encuentra provista de dos nuevas fuentes de energía muy poderosas. A causa de esta aportación, y por razones que no son siempre muy bien comprendidas, las capas de gas son expulsadas hacia el exterior. La envoltura de la estrella comienza a dilatarse, y el astro se convierte pronto en una estrella gigante.

Ganando en volumen, la envoltura pierde en densidad y temperatura. Esto se traduce por un cambio de color hacia el rojo. La estrella deja la secuencia principal para entrar en otro grupo del diagrama de Hertzsprung-Russell: las gigantes rojas.

Un día, de aquí a alrededor de cinco mil millones de años, el Sol mismo conocerá este destino. Se transformará en una gigante roja que englobará sucesivamente las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra. Este acontecimiento señalará el final de la vida sobre nuestro planeta.

La fusión del helio

Mientras que la envoltura sigue dilatándose, el núcleo dominado por el helio continúa contrayéndose. Su masa aumenta aún gracias al helio procedente de la capa de hidrógeno en fusión. Llega un momento en que la temperatura y densidad son suficientes para que los núcleos de helio estén ellos también en condiciones de participar en reacciones nucleares. A 100 millones de grados, se reúnen las condiciones para que la fusión del helio (conocida bajo el nombre de proceso triple alfa) se desencadene y proporcione una nueva fuente de energía a la estrella.

 

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La estrella Beta Ceti observada por el observatorio en rayos X Chandra en 2001. El núcleo de esta estrella alcanzó los 100 millones de grados, y la fusión del helio se puso en marcha. Ahora pasó al estado de gigante roja y está rodeada de una corona extremadamente caliente que emite rayos X. Crédito: NASA / CXC

Pero, el helio, al igual que el hidrógeno, está presente en cantidad limitada. Su combustión debe, pues, detenerse finalmente, a falta de combustible, y dejar el lugar a una nueva fase de la vida de la estrella.

La duración de la fase en forma de gigante roja es inferior a la de la vida en la secuencia principal. Para una estrella como el Sol, la combustión del hidrógeno dura cerca de diez mil millones de años, mientras que la del helio permite sólo dos mil millones de años suplementarios.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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