Ciclo de vida de una pequeña estrella

una estrella no solo brilla en el cielo. libra una batalla de por vida contra la fuerza de la gravedad. Cuanto más pesada es la estrella, más fuerte es su gravedad y más difícil debe luchar para evitar el colapso. Las estrellas más grandes viven rápido y mueren jóvenes, saliendo en un arrebato de gloria. pero una pequeña estrella, como nuestro sol, podría decirse que muere pacíficamente en su lecho después de una vida muy larga.

Describimos el tamaño de una estrella utilizando la masa de nuestro propio sol, una "masa solar", como la unidad común de medida. se necesita un poco más de .08 de una masa solar para que se forme una estrella que quema hidrógeno. a partir de ahí, decimos que la estrella es "pequeña" si no tiene más de 1.4 masas solares. este número no es arbitrario, pero describe el punto de inflexión entre dos comportamientos estelares de fin de vida estelar distintos.

todas las estrellas comienzan de la misma manera; Como protoestrellas que surgen de nebulosas colapsadas. Una nebulosa es una nube de polvo y gas, en su mayor parte hidrógeno. la gravedad hace que esta nube gire y se contraiga, formando una masa central que aumenta y aumenta a medida que aumenta su densidad. también pueden formarse otras masas, barriendo las capas externas de la nebulosa; estos se convertirán en planetas.

finalmente, la protoestrella crece lo suficientemente densa y caliente como para provocar la fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo. este proceso convierte el hidrógeno en helio, produciendo luz, calor y suficiente presión de radiación para detener el colapso gravitacional de la protoestrella. La fase protoestrella ha terminado, la secuencia principal ha comenzado y ha nacido una nueva estrella.

después de unos 10 mil millones de años, el núcleo de una pequeña estrella se quedará sin hidrógeno. Las reacciones nucleares se detienen. La generación de la presión de radiación cesa. El colapso gravitacional vuelve a ocurrir, aumentando la densidad y el calor del núcleo hasta que las temperaturas son suficientes para desencadenar la fusión de helio en carbono. La presión de radiación resultante hará que las capas externas de la estrella se expandan a un radio tan grande como el de la órbita de mercurio, venus o incluso la tierra. A medida que se expanden, se enfrían, volviéndose rojos. Llamamos a una estrella en esta etapa de su vida un gigante rojo.

el proceso se repite cuando el suministro de helio del núcleo se agota: las reacciones nucleares se detienen y se reanuda el colapso gravitacional. en una pequeña estrella, no habrá más reacciones nucleares. en cambio, la estabilidad se reanudará cuando los electrones de carbono se acerquen tanto que la presión de degeneración de los electrones se produzca con la fuerza suficiente para equilibrar la gravedad y detener el colapso de la estrella.

Mientras tanto, las capas externas de la estrella se expanden, formando una nube de componentes estelares que orbitan lo que queda del núcleo de la estrella. Esta nube es una nebulosa planetaria. La estrella es ahora una enana blanca. continuará atenuándose y enfriándose hasta que toda su energía térmica haya desaparecido.