Fases de una estrella

Betelgeuse

Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como estrella de la secuencia principal, abajo a la izquierda, y se expande a través de las fases subgigante y gigante, hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria, arriba a la 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].

Protoestrella

Las estrellas de la secuencia principal fusionan el hidrógeno en helio. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida (alrededor del 90%) en esta etapa de su evolución. Se cree que nuestro Sol lleva unos 5.000 millones de años de vida en su secuencia principal, que dura 10.000 millones de años.
En una estrella de la secuencia principal, la fuerza gravitatoria hacia dentro (debida a la masa de la estrella) se equilibra con la presión del gas hacia fuera (debida a las reacciones de fusión nuclear en el núcleo).  Este equilibrio se denomina equilibrio hidrostático.
Si la estrella empieza a liberar menos energía del núcleo, las fuerzas dejan de estar equilibradas. La fuerza gravitatoria hará que la estrella comience a contraerse. Esta contracción aumenta la temperatura y la presión en el interior de la estrella. Estas condiciones permiten que el núcleo libere más energía, lo que aumenta la presión del gas hacia el exterior. La estrella vuelve al equilibrio, aunque puede tener un radio ligeramente diferente.
La masa de una estrella controla el tiempo que pasa una estrella en la etapa de la secuencia principal. Las estrellas más masivas consumen su combustible más rápidamente que las menos masivas. Cuando las estrellas se quedan sin combustible, no pueden mantener el equilibrio entre las fuerzas gravitatorias y la presión del gas.    Esto hace que la estrella se expanda y evolucione hasta convertirse en una gigante roja o en una supergigante.

Ciclo de vida de una estrella nasa

Cuando el combustible de hidrógeno en el centro de una estrella se agota, las reacciones nucleares comienzan a desplazarse hacia el exterior, hacia su atmósfera, y queman el hidrógeno que se encuentra en una cáscara que rodea el núcleo. Como resultado, el exterior de la estrella comienza a expandirse y a enfriarse, volviéndose mucho más rojo. Con el tiempo, la estrella se convertirá en una gigante roja y crecerá más de 400 veces su tamaño original.
A medida que se expanden, las gigantes rojas engullen algunos de los planetas que las rodean. En el caso del Sol, esto significará el ardiente final de todos los planetas interiores de nuestro Sistema Solar, que podría incluir también a la Tierra; pero no te preocupes, esto no ocurrirá hasta dentro de 5.000.000.000 de años.
Mientras la atmósfera de la estrella crece, su núcleo se encoge debido a la gravedad. Las temperaturas y presiones en el centro aumentan hasta que se dan las condiciones para que la fusión nuclear vuelva a empezar, pero esta vez utilizando helio como combustible, en lugar de hidrógeno.
Con la estrella alimentada por helio, sus capas exteriores vuelven a la normalidad durante un tiempo y comienza a encogerse, calentarse y volverse un poco más azul. Sin embargo, esta etapa sólo dura un millón de años más o menos, ya que el helio se agota rápidamente. Cuando lo hace, el núcleo vuelve a encogerse y esta vez el helio empieza a arder en una envoltura alrededor del núcleo y el hidrógeno puede empezar a arder en una envoltura alrededor de éste. Las capas exteriores de la estrella empiezan a crecer, a enfriarse y a volverse rojas de nuevo al entrar en su segunda fase de gigante roja.

6 etapas de una estrella

Las protoestrellas y las estrellas muy jóvenes suelen estar rodeadas de discos de polvo y gas. Una parte de esta materia caerá sobre la joven estrella, otra podrá formar planetas y el resto será arrastrado por la intensa radiación de la estrella. En el caso de TW Hydrae, el espectro de rayos X demuestra que esta joven estrella está atrayendo materia de un disco circunestelar. Los rayos X se producen al colisionar la materia entrante con la superficie de la estrella.
La mayoría de las estrellas se forman como miembros de cúmulos estelares creados por el colapso de densos cúmulos de gas y polvo fríos (10 grados por encima del cero absoluto) incrustados en nubes mucho más grandes de gas y polvo fríos. A una distancia de unos 1.800 años luz, el cúmulo de la nebulosa de Orión es la región de formación estelar más cercana a la Tierra. La imagen de Chandra muestra unas mil estrellas jóvenes que emiten rayos X en el cúmulo estelar de la Nebulosa de Orión. Los rayos X se producen en las atmósferas superiores calientes de varios millones de grados de estas estrellas. (Las líneas diagonales oscuras y las rayas de las estrellas más brillantes son efectos instrumentales).

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