Si una masa mayor significa una reserva mayor de combustible, ¿por qué las estrellas más masivas viven menos? Imagina dos linternas: la segunda tiene una batería de más capacidad, pero su lámpara consume muchísima más energía por segundo. Una reserva mayor no garantiza más tiempo de funcionamiento. En las estrellas importa la misma competencia entre reserva y consumo, aunque su combustible sean núcleos de hidrógeno en lugar de una batería.
Las estrellas masivas tienen más combustible, pero lo consumen mucho más deprisa. Su secuencia principal puede durar solo unos pocos millones de años, frente a unos 10 000 millones en el Sol; para las estrellas más pequeñas, los modelos predicen cientos de miles de millones o incluso billones de años. Son duraciones de una etapa concreta, no el tiempo hasta que desaparezca la última luz. NASA: la vida de las estrellas, OpenStax: duraciones de la secuencia principal.
Primero elijamos qué reloj estelar consultar
La secuencia principal es la larga etapa durante la cual una estrella sostiene su radiación mediante la conversión continuada de hidrógeno en helio en su región central. Aquí compararemos sobre todo la duración de esta etapa. La formación y la contracción anteriores pertenecen a otro tramo de su historia.
La edad indica cuánto tiempo ha transcurrido desde un comienzo elegido, normalmente la formación de la estrella. El tiempo que le queda en la secuencia principal es otra pregunta. El Sol se formó hace unos 4600 millones de años y, según los modelos, permanecerá en la secuencia principal unos 5000 millones de años más antes de convertirse en una gigante roja. Estas estimaciones redondeadas no son una cuenta atrás exacta. NASA: la formación del Sol, NASA: estrellas de la secuencia principal.
El final de la secuencia principal tampoco significa un apagado instantáneo. Se agota el combustible de hidrógeno central, pero pueden seguir otras etapas de reacciones nucleares y cambios estructurales. El remanente de una estrella como el Sol, una enana blanca, continúa brillando mientras se enfría. No conviene sumar ese tiempo a la secuencia principal y llamar a ambas cifras la misma «duración de vida». NASA: enanas blancas.
Una reserva mayor pierde ante un consumo aún mayor
La luminosidad es la potencia de radiación propia de una estrella: cuánta energía emite por segundo. Se distingue del brillo aparente en el cielo, que también depende de la distancia. Para estimar la duración de una etapa hay que comparar la reserva de energía disponible con la luminosidad media a lo largo de esa etapa.
¿Por qué una estrella masiva no puede consumir combustible tan despacio como el Sol? Su estructura interna es distinta. Para sostener el peso de las capas superiores, se necesita una presión mayor en la región central; las temperaturas centrales características son más altas. Las reacciones nucleares son muy sensibles a la temperatura, por lo que en esas condiciones la energía se produce mucho más deprisa. La estrella tiene mayor luminosidad y consume antes su combustible de hidrógeno. OpenStax: masa, condiciones centrales y ritmo de las reacciones.
El esquema siguiente no asigna masas a estrellas reales. Muestra dos presupuestos energéticos hipotéticos. En el caso B la reserva se multiplica por 10, pero la potencia media, por 1000. Intenta predecirlo: ¿cuál durará más?
Más energía, pero menos tiempo
Caso hipotético A
- Energía disponible
- 1 E₀
- Potencia media
- 1 L₀
- Duración
- 1 t₀
Caso hipotético B
- Energía disponible
- 10 E₀
- Potencia media
- 1000 L₀
- Duración
- 0,01 t₀
B tiene 10 veces más reserva, pero consume 1000 veces más por segundo. Dura una centésima parte que A.
El caso B terminará en una centésima parte del tiempo. Necesita mucha más energía cada segundo, y su reserva adicional no basta para compensarlo. Esa competencia es lo que ilustra el esquema; no determina la edad de ninguna estrella concreta. Para las estrellas reales hacen falta modelos de su estructura y evolución.
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Cómo comprobar la proporción
Llamemos E a la energía disponible para sostener la radiación durante la etapa elegida, y \overline L a su luminosidad media durante esa etapa. Una estimación aproximada útil de su duración t es:
t\approx\frac{E}{\overline L}.
Medimos E en julios y \overline L en vatios, es decir, julios por segundo; la división da segundos. Es un presupuesto energético simplificado: no modelamos por separado los reajustes estructurales ni las pérdidas de energía en neutrinos. Su lógica es dividir el combustible disponible entre el ritmo de consumo. Adams y Laughlin: escalas de tiempo estelares, sección II.
Sustituyamos las etiquetas A y B de nuestros casos hipotéticos por los índices 1 y 2. La comparación no necesita unidades absolutas:
\begin{aligned} E_2/E_1&=10,\\ \overline L_2/\overline L_1&=1000,\\ t_2/t_1&\approx10/1000\\ &=0{,}01. \end{aligned}
La luminosidad de una estrella real cambia. Sustituir la media por la luminosidad actual y el combustible accesible por toda la masa no permite obtener una fecha exacta para el final de la etapa. Tampoco una única ley de potencias entre duración y masa sirve para todas las masas, composiciones y etapas evolutivas.
No todo el hidrógeno es igual de accesible
Una estrella no consume todo su hidrógeno a la vez. En el Sol, la fusión ocurre en la región central caliente; el hidrógeno de las capas exteriores más frías no alimenta automáticamente esa región. Por eso, «el doble de masa» no significa «el doble de combustible accesible sin cambiar nada más».
La mezcla importa. En estrellas de masa muy baja, el movimiento de materia llamado convección puede abarcar casi toda la estrella. Lleva hidrógeno nuevo hasta la región donde ocurren las reacciones. Junto con una luminosidad baja, esto ayuda a que permanezcan en la secuencia principal durante muchísimo tiempo. No todas las enanas rojas tienen la misma estructura ni la misma duración. Adams y Laughlin: modelos estelares de baja masa, sección II.A.
En el resultado influyen la composición química inicial, la rotación y cómo se describe la mezcla en el modelo. Las predicciones pueden diferir incluso para la misma masa inicial. Aquí comparamos principalmente estrellas individuales: en una binaria cercana, el intercambio de materia puede cambiar la masa y la historia posterior. Choi y colaboradores: modelos MIST y sensibilidad de las duraciones a la mezcla.
Las duraciones largas son predicciones, no una película ya vista
Volvamos a las escalas de tiempo. Unos pocos millones de años para una estrella muy masiva, unos 10 000 millones para una semejante al Sol y cientos de miles de millones o billones para modelos de baja masa son orientaciones generales, no una tabla de edad exacta según la masa. Se refieren a la secuencia principal, con reservas sobre composición y estructura. OpenStax: duraciones orientativas, NASA: las predicciones más largas.
La edad del Universo se estima en unos 13 800 millones de años. Por tanto, las duraciones de billones de años superan ampliamente toda la historia cósmica disponible. Los astrónomos no han observado una vida completa de enana roja de esa duración: calculan esas etapas lejanas con modelos físicos. Aquí un billón significa un millón de millones de años. NASA: la edad del Universo, Adams y Laughlin: trayectorias calculadas de estrellas de baja masa.
Sin embargo, los modelos ya pueden ponerse a prueba. Muchas estrellas de un cúmulo tienen aproximadamente el mismo momento de formación y una composición inicial parecida. Según la edad del cúmulo, sus miembros más masivos ya han abandonado la secuencia principal, mientras que otros menos masivos permanecen en ella. Es una instantánea de estrellas distintas, no una filmación acelerada de una sola. Estas comparaciones, junto con las propiedades estelares medidas, permiten comprobar el ritmo evolutivo. OpenStax: cúmulos y relojes estelares.
Compruébalo: si la energía disponible se duplica, pero la potencia media se cuadruplica, ¿aumenta la duración? No: se reduce a la mitad, porque la reserva ha crecido menos que el consumo. Si la potencia no cambiara, el doble de reserva duraría el doble.
El tiempo de una estrella depende de su combustible, del acceso a él y del ritmo de consumo. Por eso las estrellas más masivas abandonan pronto la secuencia principal, mientras que los modelos de baja masa más ahorradores tienen un futuro que el Universo aún no ha tenido tiempo de vivir. A continuación veremos qué es una supernova y por qué algunas estrellas explotan.