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una estrella es una esfera de gas unida por su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es nuestro propio sol, así que tenemos un ejemplo cercano que los astrónomos pueden estudiar en detalle. Las lecciones que aprendemos sobre el sol se pueden aplicar a otras estrellas.
cuéntame más sobre el sol
La vida de una estrella es una lucha constante contra la fuerza de la gravedad. La gravedad trabaja constantemente para tratar de hacer que la estrella colapse., El núcleo de la estrella, sin embargo, está muy caliente, lo que crea presión dentro del gas. Esta presión contrarresta la fuerza de la gravedad, poniendo a la estrella en lo que se llama equilibrio hidrostático. Una estrella está bien siempre y cuando la estrella tenga este equilibrio entre la gravedad tirando de la estrella hacia adentro y la presión empujando la estrella hacia afuera.
diagrama que muestra los ciclos de vida de estrellas similares al sol y masivas. Haga clic en la imagen para ampliar la versión., (Crédito: NASA y The Night Sky Network)
durante la mayor parte de la vida de una estrella, el calor interior y la radiación son proporcionados por reacciones nucleares en el núcleo de la estrella. Esta fase de la vida de la estrella se llama la secuencia principal.
antes de que una estrella alcance la secuencia principal, la estrella se contrae y su núcleo aún no está lo suficientemente caliente o denso como para comenzar reacciones nucleares. Por lo tanto, hasta que alcanza la secuencia principal, el apoyo hidrostático es proporcionado por el calor generado por la contracción.
en algún momento, la estrella se quedará sin material en su núcleo para esas reacciones nucleares., Cuando la estrella se queda sin combustible nuclear, llega al final de su tiempo en la secuencia principal. Si la estrella es lo suficientemente grande, puede pasar por una serie de reacciones nucleares menos eficientes para producir calor interno. Sin embargo, con el tiempo estas reacciones ya no generarán suficiente calor para soportar a la estrella contra su propia gravedad y la estrella colapsará.
evolución estelar
una estrella nace, vive y muere, como todo lo demás en la naturaleza. Utilizando observaciones de estrellas en todas las fases de su vida, los astrónomos han construido un ciclo de vida que todas las estrellas parecen atravesar., Elfate y la vida de una estrella depende principalmente de su masa.
imagen del Hubble de la Nebulosa del Águila, Vivero astelar. (Crédito: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
todas las estrellas comienzan sus vidas a partir del colapso de material en una gigantesca nube molecular. Estas nubes son nubes que se forman entre las estrellas y constan principalmente de gas molecular y polvo. La turbulencia dentro de la nube provoca que se formen nudos que luego pueden colapsar bajo su propia atracción gravitacional. A medida que el nudo colapsa, el material en el centro comienza a calentarse., Ese núcleo caliente se llama protoestrella y eventualmente se convertirá en una estrella.
la nube no colapsa en una sola gran estrella, pero diferentes nudos de material se convertirán cada uno en su propia protoestrella. Esta es la razón por la que las nubes de material a menudo se llaman nuseries estelares son lugares donde se forman muchas estrellas.
a medida que la protoestrella gana masa, su núcleo se calienta y se vuelve más denso. En algún punto, será lo suficientemente caliente y denso como para que el hidrógeno comience a fundirse en helio. Tiene que ser de 15 millones de Kelvin en el núcleo forfusion para comenzar., Cuando la protoestrella comienza a fusionar hidrógeno, entra en la fase de «secuencia principal» de su vida.
Las estrellas de la secuencia principal son aquellas que están fusionando hidrógeno intohelio en sus núcleos. La radiación y el calor de esta reacción evitan que la fuerza de gravedad colapse la estrella durante esta fase de la vida de la estrella. Esta es también la fase más larga de la vida de una estrella. Nuestro Sol pasará unos 10 mil millones de años en la secuencia principal. Sin embargo, una estrella más masiva utiliza su combustible más rápido, y solo puede estar en la secuencia principal durante millones de años.
eventualmente el núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno., Cuando eso sucede, la estrella ya no puede resistir la gravedad. Sus capas internas comienzan a colapsar, lo que aplasta el núcleo, aumentando la presión y la temperatura en el núcleo de la estrella. Mientras el corecolapea, las capas externas de material en la estrella se expanden hacia afuera.La estrella se expande a más grande de lo que nunca ha sido unos cientos de veces más grande! En este punto la estrella se llama gigante roja.
lo que sucede a continuación depende de cómo la masa de la estrella.,
El destino de Las estrellas de tamaño mediano
imagen del Hubble de la nebulosa planetaria IC 418,también conocida como Nebulosa Espirografa. (Crédito: NASA/Hubble HeritageTeam)
Cuando una estrella de tamaño mediano (hasta aproximadamente 7 veces la masa del sol)alcanza la fase de gigante roja de su vida, el núcleo tendrá suficiente calor y presión para hacer que el helio se fusione en carbono, dando al núcleo un respiro de su colapso.
una vez que el helio en el núcleo se haya ido, la estrella arrojará la mayor parte de su masa, formando una nube de material llamada nebulosa planetaria., El núcleo de la estrella se enfriará y se encogerá, dejando una pequeña bola caliente llamada enana. Una enana blanca no colapsa contra la gravedad debido a la presión de los electrones que se repelen entre sí en su núcleo.
El destino de Las estrellas masivas
imagen de rayos X de Chandra de supernova remnantCassiopeia A. Los colores muestran diferentes longitudes de onda de rayos X enviadas por la materia que ha sido expulsada de la star.In el centro es una estrella de neutrones., (Crédito: NASA/CSC/SAO)
una estrella gigante roja con más de 7 veces la masa del Sol está engordada para un final más espectacular.
estas estrellas de alta masa pasan por algunos de los mismos pasos que las estrellas de masa media. Primero, las capas externas se hinchan en una estrella gigante, pero aún más grande, formando una supergigante roja. A continuación, el núcleo comienza toshrink, volviéndose muy caliente y denso. Luego, fusión de helio en carbonobeginas en el núcleo. Cuando el suministro de helio se agote, el núcleo se contraerá de nuevo, pero como el núcleo tiene más masa, se calentará y será lo suficientemente denso como para fusionar el carbono en neón., De hecho, cuando se agota el suministro de carbono, se producen otras reacciones de fusión, hasta que el núcleo se llena de átomos de hierro.
hasta este punto, las reacciones de fusión emiten energía, permitiendo que la estrella luche contra la gravedad. Sin embargo,la fusión del hierro requiere un aporte de energía, en lugar de producir un exceso de energía. Con un núcleo lleno de hierro, la estrella perderá la lucha contra la gravedad.
la temperatura del núcleo aumenta a más de 100 mil millones de grados a medida que los ironatomios se trituran juntos., La fuerza repulsiva entre los núcleos cargados positivamente supera la fuerza de la gravedad, y el núcleo sale del corazón de la estrella en una onda de choque explosiva. En uno de los eventos más espectaculares del universo, el choque impulsa el material lejos de la estrella en una tremenda explosión llamada asupernova. El material se escurre hacia el espacio interestelar.
alrededor del 75% de la masa de la estrella es expulsada al espacio en thesupernova. El destino del núcleo sobrante depende de su masa. Si el núcleo izquierdo es de 1,4 a 5 veces la masa de nuestro Sol, caerá en una estrella de neutrones., Si el núcleo es más grande, colapsará en un agujero negro. Para convertirse en una estrella de neutrones, una estrella debe comenzar con aproximadamente 7 a 20 veces la masa del sol antes de la supernova. Solo las estrellas con más de 20 veces la masa del Sol se convertirán en agujeros negros.
actualizado: febrero de 2014