Formacion y vida de las estrellas

El ciclo vital de las estrellas youtube

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 luego 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].

La vida de una estrella

Las reacciones nucleares en el centro (o núcleo) de una estrella proporcionan la energía que la hace brillar. Esta etapa se denomina «secuencia principal». La vida exacta de una estrella depende en gran medida de su tamaño. Las estrellas muy masivas agotan su combustible rápidamente. Esto significa que pueden durar sólo unos cientos de miles de años. Las estrellas más pequeñas consumen el combustible más lentamente, por lo que brillarán durante varios miles de millones de años.

Al final, el hidrógeno que alimenta las reacciones nucleares en el interior de una estrella comienza a agotarse. La estrella entra entonces en las fases finales de su vida. Todas las estrellas se expanden, se enfrían y cambian de color para convertirse en una gigante roja. Lo que suceda después depende de la masa de la estrella.

Una estrella más pequeña, como el Sol, se enfriará gradualmente y dejará de brillar. Durante estos cambios, pasará por la fase de nebulosa planetaria y la fase de enana blanca. Después de muchos miles de millones de años, dejará de brillar y se convertirá en una enana negra.

Una estrella masiva experimenta un final mucho más enérgico y violento. Explota como supernova. Esto dispersa los materiales del interior de la estrella por el espacio. Este material puede acumularse en nebulosas y formar la siguiente generación de estrellas. Cuando el polvo se disipa, queda una estrella de neutrones muy densa. Éstas giran rápidamente y pueden emitir corrientes de radiación, conocidas como púlsares.

Formación de estrellas

Formación de estrellasLa formación de estrellas es el proceso más antiguo del universo. Las estrellas se forman cuando nubes masivas de gas y polvo colapsan por influencia gravitatoria. Estas enormes nubes de gas se denominan nebulosas. Concretamente, nebulosas estelares. Tras el colapso de una nebulosa, se forma una protoestrella. Las protoestrellas son esferas de gas que siguen siendo comprimidas por la gravedad. Este proceso de compresión crea enormes cantidades de calor y presión. Las protoestrellas están rodeadas por un disco de polvo y gas. Estas protoestrellas seguirán acumulando gas hasta que todo el gas sea recogido o la gravedad no pueda seguir comprimiendo la esfera. Si la gravedad ya no puede comprimir la esfera, esto significa que la protoestrella que los átomos de gas de su núcleo han alcanzado la fusión nuclear. Una vez que una estrella alcanza la fusión nuclear, sale de la fase de protoestrella y entra en la fase de secuencia principal de su ciclo vital. La secuencia principal se alcanza cuando la presión exterior creada por la fusión nuclear es igual a la presión interior creada por la gravedad. Si una estrella no alcanza la fusión nuclear antes de que no pueda seguir acumulando gas, será una enana marrón.

Tipos de estrellas

Las estrellas son los objetos astronómicos más reconocidos y representan los bloques de construcción más fundamentales de las galaxias. La edad, la distribución y la composición de las estrellas de una galaxia trazan la historia, la dinámica y la evolución de esa galaxia. Además, las estrellas son responsables de la fabricación y distribución de elementos pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, y sus características están íntimamente ligadas a las de los sistemas planetarios que pueden unirse a su alrededor. Por consiguiente, el estudio del nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas es fundamental en el campo de la astronomía.

Las estrellas nacen dentro de las nubes de polvo y dispersas en la mayoría de las galaxias. Un ejemplo familiar de este tipo de nubes de polvo es la nebulosa de Orión. Las turbulencias en las profundidades de estas nubes dan lugar a nudos con suficiente masa como para que el gas y el polvo empiecen a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube colapsa, el material del centro comienza a calentarse. Conocido como protoestrella, es este núcleo caliente en el corazón de la nube que colapsa el que un día se convertirá en una estrella. Los modelos informáticos tridimensionales de formación estelar predicen que las nubes giratorias de gas y polvo en colapso pueden romperse en dos o tres manchas; esto explicaría por qué la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea están emparejadas o en grupos de múltiples estrellas.