Llamamos camino evolutivo a la curva trazada sobre el diagrama HR que da cuenta de las propiedades de la estrella durante su evolución.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. Pero ¿Cuál era el combustible?
Primero se pensó en la madera y luego en el carbón.
A últimos del siglo XIX, Kelvin y Helmholtz pensaron que la energía potencial de autogravitación podía convertirse en calor, pero teniendo en cuenta la energía que irradian las estrellas, esto solo hubiese bastado para unos pocos miles de años.
En 1920 Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. El proceso es el siguiente:
A partir de un punto arbitrario (A) la luminosidad disminuye porque al contraerse el gas aumenta la opacidad variando muy poco la temperatura hasta llegar a un punto crítico (B); son los objetos Herbig-Haro.
A partir de este punto crítico B la temperatura aumenta rápidamente y la energía llega a alcanzar la superficie en el punto (C); son las estrellas T Tauri.
Esta protoestrella tiene ya estructura interna (con gradientes de densidad y temperatura) como una estrella verdadera, pero no lo es porque su energía procede de la contracción gravitatoria y no de las reacciones nucleares. Este desplazamiento por encima de la secuencia principal es lento, y las estrellas de tipo B tardan 105 años en llegar de B a C, y las de tipo M tardan 109 años. En C son inestables porque aún no han llegado al equilibrio, y cuando T = 106 ºK se producen las reacciones nucleares.
En esta primera fase de su vida las estrellas están por encima de la secuencia principal, pero el camino hasta llegar a ella (de C hasta D) es tan rápido, comparado con la duración de sus vidas, que es imposible encontrar ninguna de ellas en esta fase.
Cuando la estrella alcanza su equilibrio (D) su radio y su temperatura superficial se mantienen mucho tiempo en el diagrama HR. A estos puntos D se les llama secuencia principal de edad cero. Aquí se encuentran muchísimas estrellas y su posición solo depende de su masa.
La estrella de edad cero va transformando su hidrógeno en helio y se va desplazando en el diagrama hasta el punto E, por lo que las estrellas de la secuencia principal forman una banda sobre la secuencia principal de edad cero.
La diferencia de comportamiento de las estrellas de la secuencia principal reside en la forma de transportar la energía desde el núcleo donde se genera hasta la superficie donde se disipa:
M <0’4 M Totalmente convectivas.
0’4 M ʘ < M < 1’7 M Núcleo radiativo y envoltura convectiva.
1’7 M ʘ < M Núcleo convectivo y envoltura radiativa.
En este proceso la estrella va aumentando de su temperatura y luminosidad y al llegar al punto E la estrella deja de ser joven y abandona la secuencia principal.
En el caso del Sol los cálculos muestran que tiene una edad de 5·109 años, por lo que aún le quedan otros 5·109 años antes de abandonar la secuencia principal. Su luminosidad ha aumentado en este lapsus un 25% y su temperatura superficial unos 100 ºK, y sobre todo, su radio ha aumentado considerablemente.
Se ha calculado que si la temperatura descendiera un 20% se produciría una glaciación en todas las latitudes de la Tierra, y dado que se sabe que esto jamás ha ocurrido (la temperatura en el pasado fue incluso superior a la actual) existe lo que se ha dado en llamar la paradoja del Sol débil. La respuesta está en la composición de la atmósfera primitiva que con los gases de los volcanes creó un intenso efecto invernadero.
Cuando se agota el hidrógeno del núcleo llegamos al final de la etapa en la secuencia principal. La gravitación vence y la estrella se contrae sobre un núcleo de He caliente con efecto invernadero. Las reacciones nucleares vuelven a encenderse justo en el exterior del núcleo propagándose a toda la estrella, y las altas temperaturas la dilatan drásticamente.
En el diagrama HR la estrella se desplaza en una línea recta casi horizontal con retrocesos y progresos debidos a la inestabilidad del proceso llegando finalmente a la región de las gigantes. La diferencia de masa y edad es lo que hace tan difusa esta región.
Aunque, como se ve en el dibujo, la temperatura superficial disminuye (debido a la dilatación) la temperatura central sube y sube y cuando llega a los 100·106 ºK comienza la fusión del He. Las estrellas de poca masa no llegarán nunca a estas temperaturas y pasarán directamente a la región de las enanas blancas, pero en otras más masivas esto provocará un resurgimiento de la vida estelar: (punto H).
Características:
- Gran luminosidad (El Sol será mil veces más brillante que ahora).
- La combustión del He es mucho más rápida que la del H, por lo que la duración de la fase gigante roja es más corta que la de la secuencia principal:
3 M ʘ _ 2·108 años en sec. prin. y 4’5·107 años en gigante roja
5 M ʘ _6’5·107 años en sec. prin. y 1·107 años en gigante roja
9 M ʘ _2·107 años en sec. prin. y 6·105 años en gigante roja
- Las estrellas con M < 0’5 M ʘ no llegan nunca a alcanzar los 100·106 ºK por lo que pasan de la secuencia principal directamente a enana blanca sin pasar por gigante roja.
- El hidrógeno continúa suministrando una fracción importante de la energía total y como la temperatura central sigue subiendo y subiendo, se producen otros elementos que quedan en capas quedando una estructura de cebolla.
Para la fusión del azufre se requieren 109 ºK y para la fusión del hierro 3·109 ºK por lo que la estrella no puede seguir este ritmo de temperaturas. El valor de 1’4 M ʘ (límite de Chandrasekhar) es crítico. Por debajo de esta masa la gravitación tritura los átomos y queda una estrella de electrones degenerados (enana blanca). Resumen:B (objeto Herbig-Haro)
