Las estrellas

Nacimiento El nacimiento de una estrella está siempre rodeado de una nube de polvo, se ve como una especie de capullo de polvo, que es la culpable de que no se pueda observar el momento en el que arranca su formación.

La gravedad hace que se colapse, provocando un aumento grande de temperatura que llega a ocasionar reacciones termonucleares, del tipo de la desintegración de los átomos. El hidrogeno se transforma en helio y se produce una enorme cantidad de energía. La estrella ya está en marcha y empieza a radiar luz.

Tipos de estrellas Una gigante roja es una estrella de masa baja o intermedia que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo lo convierte en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo.

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella súper gigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.

Evolución Gracias a compresiones originadas quizás por la explosión de una supernova cercana una nube de gas y polvo comienza a contraerse, liberando energía potencial que se transforma en energía del gas y en radiación. La nube posee unas 100 unidades astronómicas de diámetro. En el núcleo de la nube la energía se convierte en calor. Comienza la presión del gas al oponerse a la contracción. El Hidrógeno presente en la nube es principalmente Hidrógeno molecular. En este punto la presión crece lentamente. La temperatura ronda los 1800 grados Kelvin. A los 10E40 grados Kelvin el Hidrógeno se ioniza (se transforma en Hidrógeno atómico). En esta fase de su evolución la protoestrella es del tipo T Tauri, una estrella variable irregular, con líneas espectrales de emisión por el gas frío que rodea a la estrella mas caliente.

Muerte Tras desprenderse de sus capas exteriores, la estrella se comprime y forma una enana blanca muy densa. Una cucharada de té de materia proveniente de una enana blanca pesaría hasta 100 toneladas. A lo largo de billones de años, la enana blanca se enfría y se vuelve invisible.

Las estrellas más pesadas que ocho veces la masa del Sol terminan sus vidas muy repentinamente. Cuando se les acaba el combustible, se dilatan hasta convertirse en súper gigantes rojas. Tratan de mantenerse vivas consumiendo diferentes combustibles, pero esto funciona sólo durante unos cuantos millones de años. Tras ello, producen una enorme explosión de supernova. Durante aproximadamente una semana, el brillo de la supernova sobrepasa el de todas las demás estrellas de su galaxia. Luego se desvanece rápidamente. Todo lo que queda es un objeto minúsculo y denso (una estrella de neutrones o agujero negro), rodeado por una creciente nube de gas muy caliente.