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El ciclo de vida de las estrellas

El ciclo de vida de las estrellas

Supergigante

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 en el caso de las más masivas y trillones de años en el caso de las menos masivas, lo cual 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].

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Ciclo de vida de una estrella masiva

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 después 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.

Hoja de trabajo 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, con una extensión de cientos de años luz. En algunas zonas de la nebulosa, con densidades ligeramente superiores, la gravedad comenzará a «aglutinar» el gas, lo que a su vez atraerá más y más materia. Cuando esto ocurra, cualquier ligera rotación que tuviera la nube se acelerará al concentrarse la masa en el centro.

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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.

Sirio

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].

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