• Home
  • Química
  • Astronomía
  • Energía
  • Naturaleza
  • Biología
  • Física
  • Electrónica
  •  science >> Ciencia >  >> Astronomía
    Ciclo de vida completo de una estrella

    Las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno y gases de helio. Varían dramáticamente en tamaño, luminosidad y temperatura, y viven durante miles de millones de años, pasando por varias etapas. Nuestro propio sol es una estrella típica, uno de los cientos de miles de millones que ensucian la Vía Láctea.

    Nacimiento

    Las estrellas nacen en grandes "viveros" galácticos llamados nebulosas, una palabra latina que significa nube . Las nebulosas son densas nubes de polvo y gas que pueden dar lugar a cientos de estrellas. En algunas regiones de una nebulosa, el gas y el polvo se agruparán en grupos. Una nueva estrella surge cuando uno de estos grupos acumula tanta masa que se colapsa bajo la fuerza de su propia gravedad. La densidad aumentada de la nube de condensación hace que su temperatura aumente significativamente. Finalmente, la temperatura llega a ser tan alta que se produce la fusión nuclear, formando una estrella "infantil" llamada protostar.

    Estrellas de la secuencia principal

    Una vez que una protostar ha reunido suficiente masa del polvo y el gas circundante nubes, se convierte en una estrella de secuencia principal. Las estrellas de la secuencia principal fusionan átomos de hidrógeno para crear helio en un proceso conocido como fusión nuclear. Las estrellas pueden existir en esta etapa durante miles de millones de años. Nuestro sol se encuentra actualmente en su etapa de secuencia principal.

    La luminosidad de una estrella depende en gran medida de su masa. Mientras más masiva sea una estrella de secuencia principal, más luminosidad exhibirá. El color de una estrella de secuencia principal es una indicación de la temperatura de la estrella. Las estrellas más calientes aparecerán azules o blancas y las estrellas más frías aparecerán rojas o anaranjadas. La masa de una estrella también influirá en su vida útil. Cuanta más masa tenga una estrella, menor será su vida útil.

    Red Giants

    Después de quemarse durante miles de millones de años, una estrella de secuencia principal eventualmente agotará su suministro de combustible ya que la mayoría de sus el hidrógeno se convierte en helio a través de la fusión nuclear. El exceso de helio hará que la temperatura de la estrella aumente. Cuando esto ocurre, la estrella se expandirá para convertirse en un gigante rojo.

    Los gigantes rojos son de color rojo brillante. También son más grandes y mucho más luminosas que las estrellas de la secuencia principal. A medida que el núcleo del gigante rojo continúe colapsándose bajo la fuerza de la gravedad, se volverá lo suficientemente denso como para convertir el suministro restante de helio en carbono. Esto ocurre durante un período de aproximadamente 100 millones de años, hasta que es hora de que la estrella muera. Así como la masa dictará la luminosidad de una estrella, también determinará la forma de la muerte de una estrella.

    Enanas Blancas

    Las estrellas de la secuencia principal que tienen masas más bajas finalmente se convierten en enanas blancas. Una vez que un gigante rojo ha quemado a través de su suministro de helio, la estrella perderá masa. Su núcleo de carbono restante continuará enfriarse y disminuirá su luminosidad durante miles de millones de años hasta que se convierta en una enana blanca. Eventualmente, la estrella enana blanca dejará de producir energía por completo y se oscurecerá para convertirse en una enana negra. Las estrellas enanas blancas son más pequeñas, más densas y menos luminosas que las estrellas rojas gigantes. La densidad de las estrellas enanas blancas es tan grande que una simple cuchara de material de enana blanca pesaría varias toneladas.

    Supernovas

    Las estrellas de secuencia principal que tienen mayor masa están destinadas a morir en forma dramática y violenta explosiones llamadas supernovas. Una vez que estas estrellas se queman a través de su suministro de helio, el núcleo de carbono restante se convierte finalmente en hierro. Este núcleo de hierro se colapsará por su propio peso hasta que llegue a un punto en el que la materia rebote en su superficie. Cuando esto sucede, ocurre una explosión masiva que generará un brillante destello de luz que iguala la luminosidad de una galaxia de estrellas completa. Durante algunas explosiones de supernova, los protones y los electrones se combinarán para formar neutrones. Esto a su vez conduce a la formación de estrellas extremadamente densas llamadas estrellas de neutrones.

    © Ciencia http://es.scienceaq.com