Estrellas: evolución

Nebulosa planetaria + enana blanca:

Se da en estrellas de masa inferior a 5 masas solares (Me < 5M_☉).

Estas estrellas expulsan sus capas exteriores durante la fase de gigante roja y, sobre todo, la fase de rama asintótica gigante (las de más de 0,5 M_☉). El remanente estelar resultante es el núcleo degenerado desnudo de la estrella. Es lo que se denomina enana blanca.

La superficie de las enanas blancas está muy caliente (a unos 100.000 K). La radiación emitida por la estrella ioniza las capas recientemente expulsadas originando una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria.

Las nebulosas planetarias, que se llaman así porque a sus descubridores (s. XVIII) se les parecían como plos planetas guigantes que veían por sus telescopios), son observables ópticamente durante unos 10.000 años mientras la enana blanca central se mantiene lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno de su entorno.

Las enanas blancas se enfrían ràpidamente, aunque a nivel cada vez menor, llegando a unos 2.000 K, momento en que se produce el colapso gravitatorio generándose las llamadas novas.

En resumen, las estrellas aisladas de baja masa e intermedia mueren de forma relativamente poco violenta.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada:

Se da en estrellas de más de 9-10 masas solares (Me > 9M_☉).

Estas estrellas evolucionan a través de todas las fases de fusión hasta llegar al «pico del hierro» para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurre cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa.

Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro.

Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio. Este es el destino final de la mayoría de estrellas masivas.

Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 M_☉, parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre esta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.

En estrellas de Me > 40 M_☉ y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.

Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y Me entre 140 M_☉ y 260 M_☉ existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente. No queda nada.

Enanas marrones:

Las enanas marrones son objetos subestelares no lo suficientemente masivos, incapaces, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno-1 en su núcleo, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal. Las enanas marrones ocupan el rango de masas entre los planetas gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras, con un límite superior de masas relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 13 y las 90 masas jovianas, según el grado de metalicidad.

Por encima de 90 veces la masa de Júpiter, se produce fusión de hidrógeno en el núcleo, y por debajo de 13 masas es imposible la fusión de deuterio, que es el criterio que utiliza la Unión Astronómica Internacional para diferenciar entre planetas gaseosos gigantes y enanas marrones.

Son por tanto el producto de una evolución estelar fallida. Cuando una nube de gas colapsa sobre sí misma, se crea una protoestrella (como el embrión de una estrella). En muchas ocasiones, esas protoestrellas adquieren la suficiente masa y temperatura como para desencadenar la fusión nuclear de su material en el núcleo, convirtiéndose en estrellas en fase de secuencia principal.

Las enanas marrones, sin embargo, son protoestrellas que se han quedado a medio camino. No han llegado a adquirir la suficiente masa como para que su propia gravedad provoque que el hidrógeno comience a fusionarse en helio y la temperatura termina estabilizándose antes de llegar a ese punto crítico para convertirse en estrella.

En enero de 1994, fueron tres astrofísicos españoles los que demostraron la existencia de enanas marrones en el universo. Ellos descubrieron la primera enana marrón conocida (que se encuentra en el cúmulo de las Pléyades). La llamaron Teide 1.