¿como evolucionan y mueren las estrellas?

orión

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 para las más masivas y billones de años para las menos masivas, lo que 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].

trappist

Las estrellas son algunos de los elementos fundamentales del universo. No sólo forman galaxias, sino que muchas albergan también sistemas planetarios. Por ello, comprender su formación y evolución ofrece importantes pistas para entender las galaxias y los planetas.

El Sol nos ofrece un ejemplo de primera clase para estudiar, aquí mismo, en nuestro propio sistema solar. Está a sólo ocho minutos-luz de distancia, por lo que no tenemos que esperar mucho para ver las características de su superficie. Los astrónomos tienen varios satélites que estudian el Sol, y saben desde hace tiempo los aspectos básicos de su vida. Por un lado, es de mediana edad, y se encuentra justo en la mitad del período de su vida llamado “secuencia principal”. Durante este período, fusiona el hidrógeno en su núcleo para producir helio.

A lo largo de su historia, el Sol ha tenido prácticamente el mismo aspecto. Para nosotros, siempre ha sido ese objeto blanco-amarillento que brilla en el cielo. No parece cambiar, al menos para nosotros. Esto se debe a que vive en una escala de tiempo muy diferente a la de los humanos. Sin embargo, sí cambia, pero de forma muy lenta en comparación con la rapidez con la que vivimos nuestras cortas y rápidas vidas. Si consideramos la vida de una estrella a escala de la edad del universo (unos 13.700 millones de años), el Sol y otras estrellas tienen una vida bastante normal. Es decir, nacen, viven, evolucionan y luego mueren a lo largo de decenas de millones o miles de millones de años.

rigel

Las estrellas nacen cuando grandes nubes de gas colapsan bajo la gravedad. Forman núcleos calientes que acumulan cada vez más gas y polvo hasta que se forma una protoestrella.    Si sólo hay una pequeña cantidad de gas, sólo se formará una pequeña estrella; si hay una gran cantidad de gas, se formará una estrella masiva.    Por lo general, la nube de gas es lo suficientemente grande como para que se rompa en fragmentos y se formen múltiples estrellas de distintos tamaños. El Sol se formó a partir de una nube de gas de tamaño medio, y los trozos que quedaron se unieron por la gravedad para formar los planetas.

Cuando las estrellas se forman inicialmente, todavía están rodeadas de gas y polvo, por lo que quedan ocultas a la vista de los telescopios ópticos.    Sin embargo, la luz infrarroja puede atravesar estas nubes, lo que permite a los astrónomos utilizar telescopios como el Herschel Space Telescope o el UKIRT (United Kingdom Infra Red Telescope) para observar el interior de estas regiones de formación estelar.

Nuestra estrella, el Sol, es una estrella media.    Lleva unos 5.000 millones de años y seguirá existiendo durante otros 5.000 millones.    Cuando muera, se expandirá hasta alcanzar una forma conocida como “gigante roja” y, entonces, todas las capas exteriores del Sol saldrán gradualmente al espacio, dejando sólo una pequeña estrella enana blanca del tamaño de la Tierra.

osa menor

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 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].