Sáb. Nov 27th, 2021
    Ciclo de vida de las estrellas

    diagrama del ciclo de vida de una estrella

    Todas las estrellas se forman a partir de grandes nubes frías de gas y polvo llamadas nebulosas. Estas nubes, principalmente de hidrógeno, pueden ser enormes, de cientos de años luz de diámetro. En algunas zonas de la nebulosa, con densidades ligeramente superiores, la gravedad comenzará a «aglutinar» el gas, lo que a su vez atrae más y más materia. Cuando esto ocurra, cualquier ligera rotación que tuviera la nube se acelerará al concentrarse la masa en el centro.

    A medida que el gas del centro de esta nube en colapso cae hacia el interior, su temperatura aumenta rápidamente y forma una protoestrella. Si esta protoestrella tiene suficiente masa, continuará calentándose hasta alcanzar una temperatura crítica de alrededor de $\quantity{10^{7}}{K}$, momento en el que comenzarán las reacciones termonucleares en el centro de la estrella recién nacida. Al producirse estas reacciones se liberan enormes cantidades de energía que provocan la expansión del gas caliente. Los fotones liberados por estas reacciones también producen una presión hacia el exterior. Ambos factores son suficientes para evitar que la protoestrella siga colapsando gravitatoriamente, y se crea un equilibrio hidrostático y la estrella pasa a la secuencia principal.

    enana blanca

    La vida de una estrella típica comienza cuando una nube de gas gigante empieza a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. A medida que las partículas y los átomos caen unos hacia otros, se aceleran y su temperatura aumenta.

    Finalmente, la temperatura es suficiente para que la estrella en formación comience a irradiar luz visible en el extremo rojo del espectro, por lo que la nueva estrella aparece como un objeto grande, brillante y rojo. Esta fase es relativamente corta (en términos astronómicos) y suele durar menos de 1000 millones de años.

    La estrella pronto entra en una parte estable de su vida, durante la cual convierte el hidrógeno en helio mediante la fusión nuclear. Lo que ocurre a continuación depende de la masa de la estrella, siendo diferente para las estrellas de baja masa (como nuestro Sol) en comparación con las estrellas más masivas como Sirio, la estrella más brillante del cielo, o Betelgeuse, una estrella supergigante en la constelación de Orión.

    Las estrellas de baja masa consumen todo su hidrógeno a lo largo de varios miles de millones de años, convirtiéndolo en helio. El resultado es que el núcleo de la estrella colapsa sobre sí mismo, la temperatura interna aumenta y la estrella quema el helio. Una vez finalizado este ciclo, le sigue otro similar con los elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno. Las altísimas temperaturas que se generan en el núcleo de la estrella (del orden de 120 millones de grados centígrados) hacen que las capas exteriores se expandan y se enfríen y la estrella se convierta en una gigante roja. En el caso del Sol, esto hará que se trague a Mercurio y Venus, y la Tierra se volverá demasiado caliente para vivir en ella. Una vez utilizado todo su combustible, la estrella colapsa y se convierte en una enana blanca muy caliente, pero pequeña.

    estrella de neutrones

    La evolución estelar es el proceso por el que una estrella sufre una secuencia de cambios radicales durante su vida. Dependiendo de la masa de la estrella, esta vida oscila entre unos pocos millones de años para las más masivas y billones de años para las menos masivas, lo que es considerablemente más largo que la edad del universo. La tabla muestra el tiempo de vida de las estrellas en función de su masa[1] Todas las estrellas nacen de nubes de gas y polvo en colapso, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se asientan en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal.

    La fusión nuclear impulsa una estrella durante la mayor parte de su vida. Al principio, la energía se genera mediante la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella crezca gradualmente en tamaño, pasando por la fase de subgigante hasta llegar a la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden empezar a generar energía a través de la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de envolturas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa en una densa enana blanca y las capas exteriores son expulsadas en forma de nebulosa planetaria. Las estrellas con una masa diez o más veces superior a la del Sol pueden explotar en una supernova al colapsar sus núcleos de hierro inertes en una estrella de neutrones extremadamente densa o en un agujero negro. Aunque el universo no es lo suficientemente antiguo como para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su vida, los modelos estelares sugieren que se volverán lentamente más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa[2].

    estrella gigante

    Mirar las estrellas nos conecta con un legado de asombro y ciencia que se remonta a miles de años atrás, en civilizaciones de todo el mundo. Aunque el cielo nocturno inspira admiración, la astronomía primitiva también era práctica: la agricultura según los solsticios y equinoccios permitía obtener mejores cosechas y más alimentos impulsaban el crecimiento de la sociedad humana y la innovación.

    Páginas del atlas estelar Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia de 1690, de Johannes y Elisabetha Hevelius. A Johannes se le atribuye la identificación de siete nuevas constelaciones aún reconocidas hoy en día. Prefirió observar las estrellas sin la ayuda de un telescopio, y lo hizo con notable precisión. CRÉDITO: Cortesía del Observatorio Naval de los Estados Unidos y de la Oficina de Difusión Pública del STScI.

    Hoy sabemos que las estrellas son las fuentes esenciales de materia prima en el universo, que reciclan y distribuyen los elementos constitutivos de todo lo que observamos: nuevas estrellas, nebulosas de gas y polvo, planetas e incluso seres humanos. Toda la vida en la Tierra contiene el elemento carbono, y todo el carbono se formó originalmente en el núcleo de una estrella.

    Por admin

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