¿Qué es una estrella?
Las estrellas son grandes cuerpos celestes formados principalmente por hidrógeno y helio, los dos elementos más ligeros. Pueden tener distintos tamaños y temperaturas y producen energía mediante continuas reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en su núcleo. Nos beneficiamos de la energía liberada por nuestra estrella local, el sol, ya que calienta e ilumina la Tierra. Las estrellas se forman en una nebulosa y pasan por distintas etapas en su ciclo vital, dependiendo de su masa. Estas etapas se explicarán con más detalle a continuación.
Datos sobre el ciclo de vida de una estrella
El ciclo de vida de una estrella es la secuencia de acontecimientos que tienen lugar en la vida de una estrella desde su formación hasta su fin. El ciclo de vida de las estrellas depende de su masa. Todas las estrellas, independientemente de su masa, se forman y se comportan de forma similar hasta que alcanzan su etapa de secuencia principal. A continuación se describen las tres etapas iniciales que se producen para que una estrella entre en su secuencia principal.
El ciclo vital paso a paso de una estrella
A continuación describiremos detalladamente las etapas de la formación de una estrella.
Etapa 1: Formación de una estrella
Una estrella se forma a partir de una nebulosa , que es una enorme nube de polvo interestelar y una mezcla de gases, compuesta en su mayor parte por hidrógeno (el elemento más abundante del universo). La nebulosa es tan vasta que el peso del polvo y los gases empieza a hacer que la nebulosa se contraiga por su propia gravedad.
Etapa 2: Protoestrella
La gravedad atrae las partículas de polvo y gas para formar cúmulos en la nebulosa, lo que hace que las partículas adquieran energía cinética y choquen entre sí. Este proceso se conoce como acreción. La energía cinética de las partículas de gas y polvo aumenta la temperatura de la materia en los cúmulos de la nebulosa hasta millones de grados Celsius. Esto forma una protoestrella, una estrella infantil.
Fig. 2: Esta imagen muestra una protoestrella en formación, situada en la constelación meridional de Chamaleón.
Etapa 3: Secuencia principal de una estrella
Una vez que una protoestrella ha alcanzado una temperatura lo suficientemente alta por acreción, comienza en su núcleo la fusión nuclear del hidrógeno en helio. Esta secuencia principal comienza una vez que la temperatura del núcleo de la protoestrella alcanza unos 15 millones de grados Celsius. Las reacciones de fusión nuclear liberan energía, que produce calor y Luz, manteniendo la temperatura del núcleo para que la reacción de fusión sea autosostenida.
La reacción de fusión nuclear en el núcleo de una estrella fusiona dos isótopos de hidrógeno para formar helio y grandes cantidades de energía en forma de Radiación de neutrinos.
\[^2_1H+^3_1H=^4_2He+^1_0n\]
Los científicos están desarrollando reactores experimentales de fusión nuclear para intentar reproducir este proceso en la Tierra como fuente de energía limpia.
Durante la etapa de la secuencia principal, se alcanza un equilibrio en la estrella. La fuerza exterior creada por la presión en expansión debida a las reacciones nucleares se equilibra con la fuerza gravitatoria interior que intenta colapsar la estrella bajo su propia masa. Ésta es la etapa más estable del ciclo vital de una estrella, ya que la estrella alcanza un tamaño constante en el que la presión hacia fuera equilibra la contracción gravitatoria.
Si la masa de la protoestrella no es lo suficientemente grande, nunca se calienta lo suficiente para que se produzca la fusión nuclear, por lo que la estrella no emite Luz ni calor y forma lo que llamamos una enana marrón, que es un objeto subestelar .
Un objeto subestelar es un objeto astronómico que no es lo bastante grande para sostener la fusión nuclear del hidrógeno.
Una estrella pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal, que oscila entre millones y miles de millones de años, dependiendo de la masa de la estrella.
Resumen del ciclo vital de una estrella masiva
Todas las estrellas siguen un ciclo de vida inicial similar, sin embargo, el comportamiento de una estrella tras la secuencia principal depende en gran medida de su masa. En el nivel GCSE, consideramos dos categorías generales de masa de las estrellas: las estrellas similares al Sol y las estrellas masivas. Para clasificar las masas de las estrellas, a menudo se miden en términos de la masa de nuestro Sol.
Si la masa de una estrella es al menos de 8 a 10 veces la masa del Sol, se considera que la estrella es masiva.
Si la masa de una estrella es más parecida al tamaño del Sol, se considera que es una estrella similar al Sol.
Las estrellas con masas mayores son mucho más calientes, por lo que aparecen más brillantes en el cielo; sin embargo, también queman su combustible de hidrógeno mucho más rápido, lo que significa que su vida útil es mucho más corta que la de las estrellas medias. Por ello, las estrellas calientes grandes son también las más raras.
El color de una estrella viene determinado por su temperatura. Las estrellas de alta temperatura son azules y las de baja temperatura son más rojas. El Sol tiene una temperatura superficial de 5.500 grados Celsius, de ahí su color amarillo.
El ciclo vital de una estrella de baja masa
Tras varios miles de millones de años de comportamiento en la secuencia principal, las estrellas de baja masa similares al Sol agotan la mayor parte de las reservas de hidrógeno de sus núcleos y se detiene la fusión nuclear en helio. Sin embargo, la estrella aún contiene mucho hidrógeno en sus capas externas, y aquí comienza a producirse la fusión, lo que calienta la estrella y la expande considerablemente. Al expandirse, la estrella forma una gigante roja. En este punto, empiezan a producirse otras reacciones de fusión nuclear en el núcleo que fusionan el helio en elementos más pesados, como carbono y oxígeno; sin embargo, estas reacciones producen menos energía y la estrella empieza a enfriarse.
Cuando el ritmo de la reacción de fusión se detiene y la temperatura disminuye, la gravedad vuelve a ser la Fuerza dominante y la gigante roja puede colapsar sobre sí misma para formar una enana blanca. La temperatura de una enana blanca es significativamente inferior, del orden de cientos de miles de grados. En este punto, la vida de la estrella ha terminado y la enana blanca sigue enfriándose hasta que finalmente deja de emitir calor o luz y se conoce como enana negra. El diagrama de flujo que se muestra a continuación ilustra el ciclo de vida de una estrella similar al Sol en el lado izquierdo.
Se calcula que el tiempo necesario para que una enana blanca se enfríe lo suficiente como para convertirse en una enana negra es superior a la edad actual calculada del universo. Por lo tanto, los científicos predicen que las enanas negras aún no pueden existir en el universo.
Estrellas masivas
Las estrellas grandes también se expanden cuando se agota el suministro de hidrógeno de su núcleo y se producen reacciones de fusión en las capas externas de la estrella. El elemento más pesado que puede producirse en la fase de secuencia principal de una estrella es el hierro, ya que las reacciones de fusión que combinan energía más pesada que el hierro ya no liberan energía. Una estrella masiva se expandirá hasta convertirse en una supergigante roja, que es el tipo de estrella más grande que conocemos. Como las estrellas masivas queman su combustible de hidrógeno mucho más deprisa, la supergigante roja se colapsará rápidamente cuando acabe por quedarse sin combustible.
Las temperaturas y presiones extremas creadas por el rápido colapso provocan una explosión masiva de las capas externas de la estrella. Esta explosión reúne las condiciones para que las reacciones de fusión produzcan elementos aún más pesados que el hierro, como el oro. Esta explosión cósmica se conoce como supernova.
El planeta Tierra (¡y tu cuerpo!) contienen elementos más pesados que el hierro. Esto indica que la Tierra se formó a partir de los elementos creados durante la supernova de otra estrella.
La supernova expulsa sus capas exteriores, dispersando los elementos producidos en el espacio y formando una nueva nube de gases que acabará colapsando y formando nuevas estrellas y planetas. El núcleo denso de la estrella permanece y puede formar distintos objetos en función de su masa. Si el núcleo superviviente de la estrella tiene alrededor de 3 masas solares, se contraerá debido a la gravedad y formará un núcleo increíblemente denso compuesto de neutrones conocido como estrella de neutrones.
Fig. 3: Ilustración artística de una estrella de Neutrones.
Si el núcleo superviviente es mayor que tres masas solares, también colapsará debido a la gravedad en un punto muy pequeño de densidad infinita formando un agujero negro. La atracción gravitatoria de un agujero negro es tan poderosa que ni siquiera la luz puede escapar a su atracción.
Fig. 4: Apariencia prevista de un agujero negro con un anillo toroidal de materia ionizada.
Diagrama del ciclo de vida de las estrellas
Fig. 5: Diagrama del ciclo de vida de las estrellas. [Izquierda] Secuencia sol-estrellas. [Derecha] Secuencia de estrellas masivas.
El ciclo vital de una estrella - Puntos clave
- Las estrellas tienen diferentes tamaños, que determinan cómo progresa su ciclo vital.
- Las estrellas nacen en una nebulosa y mueren cuando se quedan sin combustible para suministrar reacciones nucleares en el núcleo lo suficientemente fuertes como para equilibrar su propia gravedad.
- Las estrellas de masa baja evolucionan hacia gigantes rojas y las de masa alta hacia supergigantes rojas.
- Las gigantes rojas acaban enfriándose hasta convertirse en enanas negras durante un tiempo increíblemente largo.
- Las supergigantes rojas acaban explotando en una supernova y se convierten en estrellas de neutrones o en agujeros negros.
- Los elementos que van del helio al hierro se producen mediante las reacciones de fusión que tienen lugar en las estrellas.
- Los elementos más pesados que el hierro sólo se producen en las supernovas.
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