Pasos en la formación de las estrellas
Una nube de gas, si es lo suficientemente grande, comienza a contraerse. La densidad y la temperatura aumentan, de manera que la fusión nuclear puede comenzar. Al “quemarse” el hidrógeno, la contracción se detiene. En este momento, el gas se convierte en una estrella.
Después de billones de años, la mayoría del hidrógeno combustible se ha “quemado”, y la estrella comienza a contraerse de nuevo. La estrella tiene que usar otro combustible el helio.
Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. En esas condiciones la estrella empieza a disminuir su diámetro y, por lo tanto, su temperatura superficial vuelve a aumentar.
Otro modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares, este proceso da lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria (una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión).
Finalmente, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones, calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida.
La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose "espectro" al resultado de esa descomposición cromática. En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas. Cada una de las series de líneas corresponde, según su posición en el espectro, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.
Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G.
Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.
En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional, por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio y mayor es la temperatura interna. Esto hace que la estrella deba "quemar" combustible a gran velocidad por lo que produce una mayor cantidad de energía. Esta clase de estrellas suelen tener una vida limitada.
Las estrellas frías sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente.
La temperatura y la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleola la temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso).
La etapa de protoestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna iniciándose entonces la transmutación del hidrógeno en helio y la generación de energía desde su núcleo.
Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.
Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero.
Los restos gaseosos de una supernova (denominados remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión. Las estrellas más de 40 veces mayores que el Sol pueden convertirse en un “agujero negro”.
En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).
Masa Inicial | Estado evolutivo final |
M < 0,01 | Planeta |
0,01 < M < 0,08 | Enana marrón |
0,08 < M < 12 | Enana blanca |
12 < M < 40 | Supernova + estrella de neutrones |
40 < M | Supernova + agujero negro |
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