7 etapas principales de una estrella

Las estrellas como el sol son grandes bolas de plasma que inevitablemente llenan el espacio alrededor de ellas con luz y calor. Las estrellas vienen en una variedad de masas, y la masa determina qué tan caliente se quemará la estrella y cómo morirá. las estrellas pesadas se convierten en supernovas, estrellas de neutrones y agujeros negros, mientras que las estrellas promedio como el Sol terminan la vida como una enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria que desaparece. Sin embargo, todas las estrellas siguen aproximadamente el mismo ciclo de vida básico de siete etapas, comenzando como una nube de gas y terminando como un remanente de estrellas.

Una estrella comienza la vida como una gran nube de gas. la temperatura dentro de la nube es lo suficientemente baja para que se formen las moléculas. Algunas de las moléculas, como el hidrógeno, se iluminan y permiten a los astrónomos verlas en el espacio. El complejo de nubes de Orión en el sistema de Orión sirve como un ejemplo cercano de una estrella en esta etapa de la vida.

a medida que las partículas de gas en la nube molecular chocan entre sí, se crea energía de calor, lo que permite que se forme un conjunto de moléculas calientes en la nube de gas. este grupo se conoce como una protoestrella. Ya que las protoestrellas son más cálidas que otros materiales en la nube de moléculas, estas formaciones se pueden ver con visión infrarroja. Dependiendo del tamaño de la nube de la molécula, varias protoestrellas pueden formarse en una nube.

en la etapa t-tauri, una estrella joven comienza a producir fuertes vientos, que alejan el gas y las moléculas circundantes. Esto permite que la estrella en formación se haga visible por primera vez. Los científicos pueden detectar una estrella en la etapa t-tauri sin la ayuda de ondas infrarrojas o de radio.

finalmente, la estrella joven alcanza el equilibrio hidrostático, en el que su compresión de la gravedad se equilibra con su presión exterior, lo que le da una forma sólida. la estrella se convierte entonces en una estrella de la secuencia principal. Pasará el 90 por ciento de su vida en esta etapa, fusionando moléculas de hidrógeno y formando helio en su núcleo. El sol de nuestro sistema solar se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal.

Una vez que todo el hidrógeno en el núcleo de la estrella se convierte en helio, el núcleo se colapsa sobre sí mismo, haciendo que la estrella se expanda. a medida que se expande, primero se convierte en una estrella sub-gigante, luego en una gigante roja. Los gigantes rojos tienen superficies más frías que las estrellas de la secuencia principal; y debido a esto, aparecerán rojos en lugar de amarillos. Si la estrella es lo suficientemente masiva, puede llegar a ser lo suficientemente grande como para ser clasificada como supergigante.

a medida que se expande, la estrella comienza a fusionar las moléculas de helio en su núcleo, y la energía de esta reacción evita que el núcleo se colapse. Una vez que termina la fusión de helio, el núcleo se encoge y la estrella comienza a fusionar carbono. este proceso se repite hasta que el hierro comienza a aparecer en el núcleo. La fusión de hierro absorbe energía, por lo que la presencia de hierro hace que el núcleo se colapse. Si la estrella es lo suficientemente masiva, la implosión crea una supernova. Las estrellas más pequeñas, como el sol, se contraen pacíficamente en enanas blancas, mientras que sus capas externas se irradian como nebulosas planetarias.

Una explosión de supernova es uno de los eventos más brillantes del universo. la mayor parte del material de la estrella se inserta en el espacio, pero el núcleo implosiona rápidamente en una estrella de neutrones o en una singularidad conocida como un agujero negro. Las estrellas menos masivas no explotan así. sus núcleos se contraen en pequeñas estrellas calientes llamadas enanas blancas, mientras que el material exterior se aleja. Las estrellas más pequeñas que el sol no tienen suficiente masa para arder con nada más que un brillo rojo durante su secuencia principal. Estas enanas rojas, que son difíciles de detectar pero que pueden ser las estrellas más comunes, pueden arder durante billones de años. los astrónomos sospechan que algunos enanos rojos han estado en su secuencia principal desde poco después del Big Bang.