Cuando miras el cielo nocturno, solo ves una fracción de los diversos objetos estelares que pueblan el universo. Estos cuerpos luminosos, impulsados por fusión nuclear, varían dramáticamente en masa, temperatura y etapa evolutiva.
Las supergigantes rojas se encuentran entre las estrellas más grandes conocidas, y los ejemplos más masivos alcanzan entre 200 y 300 M☉. Sus enormes radios y las bajas temperaturas superficiales les dan un tono rojizo visible en la Vía Láctea. La presión de radiación saliente proveniente de la fusión del núcleo equilibra la gravedad hasta que se agota el combustible de la estrella, después de lo cual colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro. Betelgeuse y Antares son ejemplos icónicos.
Las estrellas de tipo O y B son de color blanco azulado, tienen temperaturas superficiales superiores a 20.000 K y queman su combustible nuclear a un ritmo prodigioso. Su esperanza de vida es de sólo unos pocos millones de años y termina en espectaculares supernovas que pueden dejar tras de sí estrellas de neutrones o agujeros negros.
La mayoría de las estrellas, incluido nuestro Sol, pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal. Aquí, la compresión gravitacional se ve contrarrestada por la presión de radiación procedente de la fusión del núcleo, estableciendo un equilibrio estable. Las estrellas pasan entre el 10 y el 90 % de su vida total en esta fase, dependiendo de su masa.
Las estrellas de baja masa agotan el hidrógeno del núcleo, lo que hace que sus capas externas se expandan y enfríen, produciendo una envoltura de gigante roja. La fusión del helio se enciende en el núcleo y la estrella puede desprenderse de sus capas externas para formar una nebulosa planetaria, dejando tras de sí una enana blanca.
Las enanas blancas son restos densos y calientes de estrellas de baja masa. Compuestos principalmente de materia degenerada por electrones, irradian sin fusión continua. Al cabo de miles de millones de años, se enfrían hasta convertirse en enanas negras, un estado que el universo aún no ha alcanzado.
En el colapso de una estrella masiva, los protones y electrones se fusionan en neutrones, formando un objeto increíblemente compacto:una esfera de ~20 km de diámetro que contiene más masa que el Sol. Muchas estrellas de neutrones se observan como púlsares debido a su rápida rotación y campos magnéticos.
Las enanas marrones ocupan el espacio de masa entre los planetas más grandes y las estrellas más pequeñas. Al tener una masa insuficiente para sostener la fusión del hidrógeno, brillan débilmente gracias a la radiación refrescante. Pueden permanecer visibles en el infrarrojo durante cientos de millones de años.
Los objetos estelares jóvenes, como las estrellas T Tauri, aún no han iniciado una fusión estable de hidrógeno. Todavía se parecen a las estrellas de la secuencia principal en apariencia, pero se contraen y acumulan material de los discos protoplanetarios circundantes.
Una fracción sustancial de estrellas existe en sistemas binarios o de orden superior. Las interacciones gravitacionales pueden conducir a transferencia de masa, evolución de envoltura común o incluso fusiones, afectando profundamente la evolución estelar.
Este término general cubre estrellas más allá de la secuencia principal, incluidas gigantes rojas, supergigantes y estrellas ramificadas gigantes asintóticas. Su destino final (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro) depende de la masa inicial y de la pérdida de masa previa.
Este artículo fue compilado con la ayuda de herramientas de inteligencia artificial y posteriormente un editor de HowStuffWorks lo verificó para garantizar su precisión.
