Las estrellas como el sol son grandes bolas de plasma que inevitablemente llenan el espacio a su alrededor con luz y calor. Las estrellas vienen en una variedad de masas, y la masa determina qué tan caliente se quemará y cómo morirá. Las estrellas pesadas se convierten en supernovas, estrellas de neutrones y agujeros negros, mientras que las estrellas promedio como el sol terminan la vida como una enana blanca rodeada de una nebulosa planetaria que desaparece. Sin embargo, todas las estrellas siguen aproximadamente el mismo ciclo de vida básico de siete etapas, comenzando como una nube de gas y terminando como un remanente estelar.
TL; DR (demasiado largo; no leído)
La gravedad convierte las nubes de gas y polvo en protostars. Una estrella próspera se convierte en una estrella de secuencia principal que finalmente se queda sin combustible y se derrumba más o menos violentamente, dependiendo de su masa.
Una nube de gas gigante
Una estrella comienza la vida como una gran nube de gas. La temperatura dentro de la nube es lo suficientemente baja como para que se formen moléculas. Algunas de las moléculas, como el hidrógeno, se iluminan y permiten a los astrónomos verlas en el espacio. El complejo de nubes de Orión en el sistema de Orión sirve como un ejemplo cercano de una estrella en esta etapa de la vida.
Una Protostar es una estrella bebé
A medida que las partículas de gas en la nube molecular chocan entre sí, Se crea energía térmica, que permite que se forme un grupo cálido de moléculas en la nube de gas. Este grupo se conoce como Protostar. Dado que las Protostars son más cálidas que otros materiales en la nube de moléculas, estas formaciones se pueden ver con visión infrarroja. Dependiendo del tamaño de la nube de moléculas, se pueden formar varias Protostars en una sola nube.
La fase T-Tauri
En la etapa T-Tauri, una estrella joven comienza a producir fuertes vientos, que se alejan El gas y las moléculas circundantes. Esto permite que la estrella en formación se vuelva visible por primera vez. Los científicos pueden detectar una estrella en la etapa T-Tauri sin la ayuda de ondas infrarrojas o de radio.
Estrellas de la secuencia principal
Finalmente, la estrella joven alcanza el equilibrio hidrostático, en el que su compresión de la gravedad se equilibra con su exterior. presión, dándole una forma sólida. La estrella se convierte en una estrella de secuencia principal. Pasará el 90 por ciento de su vida en esta etapa, fusionando moléculas de hidrógeno y formando helio en su núcleo. El sol de nuestro sistema solar se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal.
Expansión en Gigante Rojo
Una vez que todo el hidrógeno en el núcleo de la estrella se convierte en helio, el núcleo se colapsa sobre sí mismo, causando que la estrella expandir. A medida que se expande, primero se convierte en una estrella sub-gigante, luego en un gigante rojo. Los gigantes rojos tienen superficies más frías que las estrellas de secuencia principal; y debido a esto, aparecerán rojos en lugar de amarillos. Si la estrella es lo suficientemente masiva, puede llegar a ser lo suficientemente grande como para ser clasificada como supergigante.
Fusión de elementos más pesados
A medida que se expande, la estrella comienza a fusionar moléculas de helio en su núcleo y la energía de Esta reacción evita que el núcleo se colapse. Una vez que finaliza la fusión de helio, el núcleo se contrae y la estrella comienza a fusionar carbono. Este proceso se repite hasta que el hierro comienza a aparecer en el núcleo. La fusión de hierro absorbe energía, por lo que la presencia de hierro hace que el núcleo se colapse. Si la estrella es lo suficientemente masiva, la implosión crea una supernova. Las estrellas más pequeñas como el sol se contraen pacíficamente en enanas blancas, mientras que sus capas exteriores se irradian como nebulosas planetarias.
Supernovas y Nebulosas Planetarias
Una explosión de supernova es uno de los eventos más brillantes del universo. La mayor parte del material de la estrella se insufla en el espacio, pero el núcleo implosiona rápidamente en una estrella de neutrones o una singularidad conocida como un agujero negro. Las estrellas menos masivas no explotan así. Sus núcleos se contraen en pequeñas estrellas calientes llamadas enanas blancas mientras el material exterior se aleja. Las estrellas más pequeñas que el sol no tienen suficiente masa para arder con nada más que un resplandor rojo durante su secuencia principal. Estas enanas rojas, que son difíciles de detectar pero que pueden ser las estrellas más comunes, pueden arder durante billones de años. Los astrónomos sospechan que algunas enanas rojas han estado en su secuencia principal desde poco después del Big Bang.
