Al mirar hacia el cielo nocturno y ver brillar las estrellas, puedes pensar que nunca cambian y que tienen poco que ver contigo. En realidad, cambian significativamente, pero durante millones o miles de millones de años. Las estrellas se forman, envejecen y cambian en ciclos. Al estudiar el ciclo de vida de las estrellas, puede conocer mejor la naturaleza de la formación de la materia y el proceso por el que atraviesa nuestro sol.
Early Life
Todas las estrellas tienen etapas de vida similares hasta la estrella alcanza el estadio gigante rojo. A medida que el gas en una nebulosa se condensa, forma una protostar. Finalmente, la temperatura alcanza aproximadamente 15 millones de grados y comienza la fusión. La estrella comienza a brillar intensamente y se contrae. Ahora es una estrella, que brillará durante millones o miles de millones de años. A medida que la estrella envejece, convierte el hidrógeno en helio en su núcleo mediante el proceso de fusión. Cuando se agota el suministro de hidrógeno, el núcleo de la estrella se vuelve inestable y se contrae a medida que se expande la capa exterior. A medida que se enfría y se expande de esta manera, comienza a brillar en rojo. En este punto, la estrella ha alcanzado la fase de gigante rojo.
Estrellas de baja masa
Las estrellas que son aproximadamente 10 veces el tamaño del sol o más pequeñas se llaman estrellas de baja masa. Después de que el helio se fusiona en carbono, el núcleo de la estrella colapsa una vez más. A medida que se contrae, la parte exterior de la estrella se proyecta hacia afuera. Esto forma una nebulosa planetaria. A medida que se enfría, el núcleo de la estrella que queda forma una enana blanca. A medida que se enfría aún más, puede formar lo que se conoce como una enana negra.
Estrellas de gran masa
A medida que las estrellas más grandes alcanzan la fase de gigante rojo, su temperatura aumenta a medida que el helio se fusiona en carbón. La temperatura central aumenta, con fusión que forma oxígeno, nitrógeno y hierro. Cuando el núcleo estelar se convierte en hierro, la fusión cesa. El hierro es demasiado estable y se necesita más energía para fundir el hierro de lo que se libera. Después de que la fusión se detiene, la estrella se derrumba. Las temperaturas superan los 100 mil millones de grados y las fuerzas expansivas superan a las que se contraen. El corazón de la estrella explota hacia afuera para formar una explosión conocida como supernova. A medida que esta explosión atraviesa las capas externas de la estrella, la fusión ocurre una vez más. A través de este lanzamiento de energía, la supernova crea elementos pesados. Si el remanente de la explosión es mayor a 1.4 a tres masas solares, se convertirá en una estrella de neutrones. Si se trata de tres masas solares, la estrella terminará su vida como un agujero negro.
The Sun
El sol es una estrella de baja masa. Fue creado a partir de la condensación de gas y polvo en una nebulosa hace unos 4.500 millones de años. En unos cinco mil millones de años se convertirá en un gigante rojo y envolverá todos los planetas interiores, incluida la tierra. Eventualmente se convertirá en una estrella enana blanca.
