Las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno y gases de helio. varían dramáticamente en tamaño, luminosidad y temperatura, y viven durante miles de millones de años, pasando por varias etapas. nuestro propio sol es una estrella típica, uno de los cientos de miles de millones que ensucian la vía láctea.
nacimiento
Las estrellas nacen en grandes "viveros" galácticos llamados nebulosas, una palabra latina que significa nube. Las nebulosas son densas nubes de polvo y gas que pueden dar lugar a cientos de estrellas. en algunas regiones de una nebulosa, el gas y el polvo se juntarán en grupos. una nueva estrella surge cuando uno de estos grupos acumula tanta masa que se colapsa bajo la fuerza de su propia gravedad. El aumento de la densidad de la nube de condensación hace que su temperatura aumente significativamente. finalmente, la temperatura llega a ser tan alta que se produce la fusión nuclear, formando una estrella "infantil" llamada protoestrella.
secuencia principal de estrellas
Una vez que una protoestrella ha reunido suficiente masa del gas circundante y las nubes de polvo, se convierte en una estrella de la secuencia principal. Las estrellas de la secuencia principal fusionan los átomos de hidrógeno para crear helio en un proceso conocido como fusión nuclear. Las estrellas pueden existir en esta etapa durante miles de millones de años. Nuestro sol se encuentra actualmente en su etapa de secuencia principal.
La luminosidad de una estrella depende en gran medida de su masa. Cuanto más masiva sea una estrella de secuencia principal, más luminosidad exhibirá. El color de una estrella de secuencia principal es una indicación de la temperatura de la estrella. las estrellas más calientes aparecerán en azul o blanco y las más frías aparecerán en rojo o naranja. La masa de una estrella también influirá en su vida útil. Mientras más masa tenga una estrella, más corta será su vida útil.
gigantes rojos
después de quemarse durante miles de millones de años, una estrella de la secuencia principal finalmente agotará su suministro de combustible, ya que la mayoría de su hidrógeno se convierte en helio a través de la fusión nuclear. el exceso de helio hará que aumente la temperatura de la estrella. Cuando esto ocurra, la estrella se expandirá para convertirse en una gigante roja.
Los gigantes rojos son de color rojo brillante. también son más grandes y mucho más luminosas que las estrellas de la secuencia principal. a medida que el núcleo del gigante rojo continúa colapsando bajo la fuerza de la gravedad, se volverá lo suficientemente denso para convertir su suministro restante de helio en carbono. esto ocurre en un período de aproximadamente 100 millones de años, hasta que es hora de que la estrella muera. Así como la masa dictará la luminosidad de una estrella, también determinará la forma de la muerte de una estrella.
enanas blancas
Las estrellas de la secuencia principal que tienen masas más bajas se convierten finalmente en enanas blancas. Una vez que un gigante rojo haya quemado su suministro de helio, la estrella perderá masa. su núcleo de carbono restante continuará enfriándose y disminuirá en luminosidad a lo largo de miles de millones de años hasta que se convierta en una enana blanca. eventualmente, la estrella enana blanca dejará de producir energía por completo y se oscurecerá para convertirse en una enana negra. Las estrellas enanas blancas son más pequeñas, más densas y menos luminosas que las estrellas rojas gigantes. la densidad de las estrellas enanas blancas es tan grande que una simple cucharada de material enano blanco pesaría varias toneladas.
supernovas
Las estrellas de la secuencia principal que tienen una masa más alta están destinadas a morir en explosiones dramáticas y violentas llamadas supernovas. Una vez que estas estrellas se han quemado a través de su suministro de helio, el núcleo de carbono restante finalmente se convierte en hierro. este núcleo de hierro se colapsará bajo su propio peso hasta que alcance un punto en el que la materia comenzará a rebotar en su superficie. cuando esto sucede, se produce una explosión masiva que generará un brillante destello de luz que iguala la luminosidad de toda una galaxia de estrellas. Durante algunas explosiones de supernova, los protones y los electrones se combinarán para formar neutrones. esto a su vez conduce a la formación de estrellas extremadamente densas llamadas estrellas de neutrones.