Lun. Ene 24th, 2022
    Ciclo de vida de una estrella

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    Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como una estrella de la secuencia principal en la parte inferior izquierda y luego 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].

    ciclo de vida de las estrellas, desde su nacimiento hasta su muerte

    La gravedad del gas y el polvo de las nubes hace que éstas se contraigan lentamente y colapsen en una serie de puntos (o núcleos). Justo en medio de estos núcleos, puede llegar a ser muy caliente y denso. Cuando esto ocurre, puede comenzar la fusión nuclear y nacer una estrella. Esto se llama ignición estelar.

    Una estrella típica como el Sol vivirá unos 10.000 millones de años, hasta que se quede sin combustible. Todas las estrellas pasan por un ciclo de vida igual que nosotros, sólo que viven más tiempo. Cuando se les acaba el combustible, terminan sus días de forma espectacular.

    ciclo de vida de una estrella nasa

    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.

    protostar

    Mirar las estrellas nos conecta con un legado de asombro y ciencia que se remonta a miles de años atrás, en civilizaciones de todo el mundo. Si bien el cielo nocturno inspira admiración, la astronomía primitiva también era práctica: la agricultura según los solsticios y equinoccios permitía obtener mejores cosechas, y un mayor número de alimentos impulsaba el crecimiento de la sociedad humana y la innovación.

    Páginas del atlas estelar Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia de 1690, de Johannes y Elisabetha Hevelius. A Johannes se le atribuye la identificación de siete nuevas constelaciones aún reconocidas hoy en día. Prefirió observar las estrellas sin la ayuda de un telescopio, y lo hizo con notable precisión. CRÉDITO: Cortesía del Observatorio Naval de los Estados Unidos y de la Oficina de Difusión Pública del STScI.

    Hoy sabemos que las estrellas son las fuentes esenciales de materia prima en el universo, que reciclan y distribuyen los elementos constitutivos de todo lo que observamos: nuevas estrellas, nebulosas de gas y polvo, planetas e incluso seres humanos. Toda la vida en la Tierra contiene el elemento carbono, y todo el carbono se formó originalmente en el núcleo de una estrella.

    Por admin

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