Ciclo de vida de las estrellas

Gigantes rojas

Las estrellas de la secuencia principal fusionan el hidrógeno en helio. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida (alrededor del 90%) en esta etapa de su evolución. Se cree que nuestro Sol lleva unos 5.000 millones de años de vida en su secuencia principal, que dura 10.000 millones de años.

En una estrella de la secuencia principal, la fuerza gravitatoria hacia dentro (debida a la masa de la estrella) se equilibra con la presión del gas hacia fuera (debida a las reacciones de fusión nuclear en el núcleo).  Este equilibrio se denomina equilibrio hidrostático.

Si la estrella empieza a liberar menos energía del núcleo, las fuerzas dejan de estar equilibradas. La fuerza gravitatoria hará que la estrella comience a contraerse. Esta contracción aumenta la temperatura y la presión en el interior de la estrella. Estas condiciones permiten que el núcleo libere más energía, lo que aumenta la presión del gas hacia el exterior. La estrella vuelve al equilibrio, aunque puede tener un radio ligeramente diferente.

La masa de una estrella controla el tiempo que pasa una estrella en la etapa de la secuencia principal. Las estrellas más masivas consumen su combustible más rápidamente que las menos masivas. Cuando las estrellas se quedan sin combustible, no pueden mantener el equilibrio entre las fuerzas gravitatorias y la presión del gas.    Esto hace que la estrella se expanda y evolucione hasta convertirse en una gigante roja o en una supergigante.

Ciclo de vida de las estrellas preguntas de opción múltiple

Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como estrella de la secuencia principal en la parte inferior izquierda y se expande a través de las fases subgigante y gigante, hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria en la parte superior derecha

La evolución estelar es el proceso por el que una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida puede variar desde unos pocos millones de años para las más masivas hasta billones de años para las menos masivas, lo que es considerablemente más largo que la edad del universo. La tabla muestra los tiempos de vida de las estrellas en función de sus masas[1] Todas las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo que colapsan, 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 existencia. Al principio, la energía es generada por 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 mediante 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 existencia, 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].

Diagrama del ciclo de vida de una estrella

Las estrellas nacen en nubes masivas de gas y polvo. Las regiones de formación estelar se desencadenan por las perturbaciones de estas nubes (por ejemplo, por una supernova cercana) que inician el colapso gravitatorio. La composición química, la masa y el momento angular del gas y el polvo en la región de colapso son ingredientes clave que determinan la evolución de la estrella que finalmente se forma.

A medida que se atrae más y más material hacia el centro de la región de colapso, se desarrolla una protoestrella. Las protoestrellas que superan una masa crítica (0,075 Mʘ, donde Mʘ es la masa del Sol) acaban por calentarse lo suficiente como para iniciar la fusión de hidrógeno en sus núcleos: el requisito clave para que alcance el estatus de verdadera estrella.

La figura 1 es un ejemplo de diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) para estrellas de masa baja a intermedia (0,075 Mʘ – 5ʘ); una de las herramientas más importantes de la astronomía estelar. Los dos científicos, que dan nombre al diagrama, descubrieron que al trazar el brillo de las estrellas frente a su temperatura superficial se podía determinar una secuencia evolutiva. En el momento en que la estrella se alimenta de la quema de hidrógeno en el núcleo, se dice que se ha incorporado a la secuencia principal. Es la primera de varias fases clave del ciclo de vida estelar. La secuencia principal es una etapa de evolución quiescente, marcada por un aumento gradual de la temperatura superficial y la luminosidad. Es la fase más larga de la evolución y, como su nombre indica, en ella se encuentran la mayoría de las estrellas del diagrama HR.

Ciclo de vida de una estrella paso a paso

Las estrellas se forman en nubes de gas y polvo, conocidas como nebulosas. Las reacciones nucleares en el centro (o núcleo) de las estrellas proporcionan la energía suficiente para que brillen durante muchos años. Esta etapa se conoce como «secuencia principal».  La vida exacta de una estrella depende en gran medida de su tamaño. Las estrellas muy grandes y masivas queman su combustible mucho más rápido que las estrellas más pequeñas y pueden durar sólo unos cientos de miles de años. Las estrellas más pequeñas, sin embargo, duran varios miles de millones de años, porque queman su combustible mucho más lentamente.

Sin embargo, con el tiempo, el combustible de hidrógeno que alimenta las reacciones nucleares dentro de las estrellas empezará a agotarse, y entrarán en las fases finales de su vida. Con el tiempo, se expandirán, se enfriarán y cambiarán de color para convertirse en gigantes rojas. El camino que sigan más allá depende de la masa de la estrella.

Las estrellas pequeñas, como el Sol, sufrirán una muerte relativamente pacífica y hermosa que las hará pasar por una fase de nebulosa planetaria para convertirse en una enana blanca, que finalmente se enfriará con el tiempo y dejará de brillar para convertirse en la llamada «enana negra». Las estrellas masivas, en cambio, experimentarán un final de lo más enérgico y violento, que verá sus restos esparcidos por el cosmos en una enorme explosión, llamada supernova. Una vez que el polvo se disipa, lo único que queda es una estrella muy densa conocida como estrella de neutrones, que a menudo puede girar rápidamente y se conoce como púlsar. Si la estrella que explota es especialmente grande, puede incluso formar un agujero negro.

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