La vida de una estrella, en profundidad.

La vida de una estrella

La verdad es que esto es una parrafada impresionante, pero es muy interesante saber en profundidad la vida de las estrellas. Os animo a que, si os gusta la astronomía, os bajéis la página, y le deis un vistazo cuando desconectéis.

Las estrellas son enormes bolas de hidrógeno y helio incandescentes, en las cuales se están continuamente produciendo reacciones nucleares de fusión (cuatro núcleos de hidrógeno dan uno de helio, y un montón de energía calorífica, lumínica...). Pero en las estrellas jóvenes no se dan todavía esas reacciones. Veamos la vida de una estrella paso por paso:

1.-Una nebulosa es el comienzo de la vida de una estrella. Es una enorme nube de gas y polvo procedente del espacio exterior. En una nebulosa, la materia está poco concentrada y la temperatura es muy baja (de 233 grados Centígrados bajo cero a 153 grados Centígrados bajo cero) pero, en determinadas condiciones, debido a la fuerza gravitacional de las partículas, éstas se concentran, se contraen en grupos, dando lugar a muchas estrellas jóvenes, o protoestrellas.

2.-Las protoestrellas es la juventud de una estrella. Las concentraciones de materia se siguen contrayendo, hasta hacerse más densas y calientes. En esta fase, las protoestrellas tienen gran luminosidad y escasa temperatura superficial (en esa época, el Sol tenía una temperatura de 3727 grados Centígrados, teniendo en cuenta que la temperatura actual es de 5727 grados Centígrados. Estas temperaturas son en su periferia). Al seguir aumentando su temperatura, si sobrepasa los 10 o 15 millones de grados en su núcleo, empiezan a producir energía por medio de la fusión nuclear (4 átomos de hidrógeno dan uno de helio y energía).

3.-La secuencia principal: En esta fase es en la que están más estrellas, incluida el Sol. Ahora, la estrella no se contrae, sino que tiene ya luminosidad fija, obtenida por la fusión nuclear. La razón por la que no se contraen es porque la fuerza gravitacional y la fusión están equilibradas, es decir, la fuerza gravitacional tiende a concentrarla, pero la fusión, tiende a separarla. Hasta este momento, han tenido que pasar 50 millones de años, en el caso de una masa igual a la del Sol. Es decir, el Sol tardo 50 millones de años en llegar a la secuencia principal. Pero eso en el caso del Sol. Otras estrellas tardan más o menos, dependiendo de su masa. Esta fase dura, en el caso del Sol, unos 10000 millones de años, pero esta cifra varía dependiendo de la masa de la estrella. El Sol ya lleva 5000 millones de años, así que le quedan otros 5000 para empezar a envejecer.

4.-Gigante roja: Cuando el Sol consumió todo su hidrógeno, deja paulatinamente de realizarse la fusión. Entonces, la fuerza gravitacional vence, y el núcleo de la estrella empieza a contraerse, aumentando su temperatura. Las reacciones de fusión se desplazan a la corteza, aumentando así el radio de la estrella, disminuyendo la temperatura de la periferia y enrojeciendo su color. Se cree que el Sol aumentará tanto de radio que llegará a engullir a la Tierra. Cuando la temperatura del núcleo de la estrella alcanza los 100 millones de grados, se inicia la fusión de helio, en la cual, 3 átomos de helio dan uno de carbono.

5.-Muerte de una estrella: Las estrellas pueden morir de distintas maneras:

-Enana blanca: Se produce si la estrella tan es pequeña que la combustión de helio no se produce al no aumentar lo suficiente la temperatura del núcleo debido a las fuerzas gravitacionales. La enana blanca es una estrella pequeña, densa y caliente, pero que, con el paso del tiempo, se enfriará, y se convertirá en una enana negra.

-Nebulosa planetaria: Ocurre si la masa de la estrella es una y media la del Sol. En ella, la estrella se contrae y se dilata alternativamente. En una de las contracciones, se produce una combustión del carbono, que provoca la explosión de la estrella, aumentando su luminosidad, y expulsando las capas exteriores. Al final, el núcleo se contraerá y dará una enana blanca.

-Estrella de neutrones: Si la estrella tiene una masa comprendida entre 1.5 y 2.2 veces la solar. La estrella de neutrones pasa por la fase de nebulosa planetaria, pero, al explotar, la estrella se volverá a contraer y se quemará el oxígeno producido en la nebulosa planetaria (no sé en qué momento). Al final, la estrella no podrá contraerse más, y estará constituida enteramente por neutrones. Esta estrella tiene una densidad muy elevada (mil millones de toneladas por centímetro cúbico. Es como si un dado pequeño, pesase mil millones de toneladas) y un radio muy pequeño. Se cree que los pulsares son estrellas de neutrones que tienen una velocidad de rotación muy elevada.

-Supernova: Las estrellas más grandes pueden llegar a alcanzar una temperatura de 7000 millones de grados en su núcleo en la fase de gigante roja. En ella, las reacciones tienen lugar en un medio muy inestable. Como en el núcleo hay abundancia de energía, se produce una deflagación del mismo, que hace explotar el exterior de la estrella y expulsa gran cantidad de gases. En esta fase, la estrella tiene un gran brillo, como el de cien millones de soles, y, después, la estrella desaparece. Si, en la explosión, la estrella no pierde toda su masa, la que queda se concentra, aumentando extremadamente su densidad, sin que se produzca ninguna radiación. La gravedad es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar de ella, haciéndola invisible. Se llama a esto agujero negro.

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