Formación de estrellas © 2010 HowStuffWorks.com Es fácil ver por qué tantas religiones del mundo deifican al sol. Impulsa la vida en la Tierra y mantiene unido todo nuestro sistema solar. Sin embargo, a pesar de todo su asombroso brillo, La formación del sol sigue un patrón específico de casualidad cósmica.
Como tantas cosas en el universo, las estrellas comienzan muy pequeñas, meras partículas en vastas nubes de polvo y gas. Lejos de las estrellas activas, estas nebulosas permanecen frías y monótonas durante siglos. Luego, como una pequeña ciudad soñolienta en una película de motociclistas, todo se agita cuando un recién llegado acelera. Esta perturbación podría tomar la forma de un cometa rayado o la onda de choque de una supernova distante. A medida que la fuerza resultante se mueve a través de la nube, las partículas chocan y comienzan a formar grumos. Individualmente, un grupo adquiere más masa y, por lo tanto, una atracción gravitacional más fuerte, atrayendo aún más partículas de la nube circundante.
A medida que más materia cae en el grupo, su centro se vuelve más denso y más caliente. En el transcurso de un millón de años, el grupo se convierte en un pequeño, cuerpo denso llamado protoestrella. Continúa absorbiendo aún más gas y se calienta aún más.
Cuando la protoestrella se calienta lo suficiente (7 millones de kelvin), sus átomos de hidrógeno comienzan a fusionarse, produciendo helio y una salida de energía en el proceso. A esta reacción atómica la llamamos fusión nuclear. Sin embargo, el empuje hacia afuera de su energía de fusión es aún más débil que el empuje hacia adentro de la gravedad en este punto de la vida de la estrella. Piense en ello como un negocio en dificultades que todavía cuesta más operar de lo que genera.
El material continúa fluyendo hacia la protoestrella, proporcionando mayor masa y calor. Finalmente, después de millones de años, algunas de estas estrellas en lucha alcanzan el punto de inflexión. Si suficiente masa (0,1 masa solar) colapsa en la protoestrella, se produce un flujo bipolar. Dos chorros de gas masivos salen de la estrella prot y eliminan el gas y el polvo restantes de su superficie ardiente.
En este punto, la estrella joven se estabiliza y, como un negocio que finalmente se vuelve lucrativo, llega al punto donde su producción excede su ingesta. La presión hacia afuera de la fusión del hidrógeno ahora contrarresta la atracción hacia adentro de la gravedad. Ahora es una estrella de la secuencia principal y seguirá siéndolo hasta que se consuma todo su combustible.
¿Cuál es la vida útil de una estrella? Todo depende de su masa. Una estrella del tamaño de nuestro sol tarda aproximadamente 50 millones de años en alcanzar la secuencia principal y mantiene ese nivel durante aproximadamente 10 mil millones de años [fuente:NASA]. Los astrónomos clasifican al sol como una estrella de secuencia principal de tipo g:la "g" indica la temperatura y el color del sol.
Más grande, las estrellas más brillantes se queman mucho más rápido, sin embargo. Las estrellas Wolf-Rayet tienen una masa al menos 20 veces mayor que la del sol y arden 4,5 veces más calientes, sin embargo, se convierte en supernova a los pocos millones de años de alcanzar la secuencia principal [fuente:NASA].
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