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Etapas en la vida de las Estrellas

  Nuestra estrella

  A lo largo de su vida las estrellas experimentan una serie de cambios que dependen fundamentalmente de su masa inicial y, en menor medida, de su composición química.
Nuestra estrella, el Sol, que consume unos 630 millones de toneladas de hidrógeno cada segundo, lleva viviendo de la fusión de este elemento unos 5.000 millones de años y se calcula que aún le queda hidrógeno para 5.000 millones de años más.   Foto de una zona de formación de estrellasEl nacimiento de una estrella (protoestrella) se produce cuando una masa de gas hidrógeno, relativamente fría, se comprime por atracción gravitatoria, la velocidad de las partículas que componen el gas aumenta y también aumentan los choques entre ellas dando lugar a un aumento de la temperatura. Cuando la temperatura en el interior de la estrella alcanza 10.000.000 °C se inician las reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.
 














Cuando las reacciones nucleares se han iniciado, la estrella, a veces acompañada de planetas, alcanza una situación de equilibrio y se mantiene estable gracias a que la energía liberada compensa la atracción gravitatoria.

Cuando la estrella se encuentra en esta situación de equilibrio, se encuadra dentro de la secuencia principal del diagrama del espectro Hertzprung Russell.

Cuando se va terminando el hidrógeno, finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empiezan una serie de reacciones de fusión entre el hidrógeno y el helio produciéndose litio y otros metales ligeros. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene. Debido a esto, las estrella, pasa en su evolución por una serie de etapas desde el nacimiento (protoestrella), a la juventud (azul brillante) y de ahí a su madurez (estrella amarilla).

  Ampliar foto de la Nebulosa del Lápiz

  Una gigante roja devora un planetaSin embargo, esta cadena de fusiones tiene un límite, que se alcanza al llegar al átomo de hierro. La fusión de átomos de hierro no libera energía, por tanto, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo.

Cuando se acerca al final de su vida, la estrella se enfría y se expande, engullendo los planetas, hasta convertirse en una gigante roja.

Ampliar fotos de supergigante roja

La estrella se vueve inestable y comienza a dilatarse y encogerse alternativamente hasta que explota. En estas explosiones se originan todos los elementos químicos que aparecen en la tabla peródica a partir del hierro. En la explosión, la estrella expulsa sus capas exteriores y se puede ver la materia dispersa por todos los alrededores del medio estelar. Algunas explosiones son tan violentas que, durante semanas, la capa de gas que se expasiona brilla con una intensidad comparable a toda una galaxia. Parece que ha nacido una estrella nueva, de ahí el nombre de nova o supernova.

  Ampliar foto de la nebulosa del Pequeño Fantasma

Si la masa de la estrella baja de 1,4 veces la solar... Si la masa de la estrella supera 1,4 veces la masa solar...
  1º- La explosión origina una Nova.

2º- Después de la explosión queda una nebulosa planetaria.

Foto de la nebulosa planetaria Stingray.  En su centro hay una estrella binaria.

3º- El resto de la estrella inicial dará lugar a una enana blanca que son estrellas muy pequeñas (incluso de centésimas del diámetro del Sol) y tienen masas del orden de la solar, es decir, tienen una alta densidad que puede llegar a ser hasta un millón de veces superior a la del agua. Estas estrellas se encuentran en el estadío final de la evolución las estrellas de masas pequeñas y medianas. La estrella se va apagando paulatinamente porque la energía que irradia no llega a ser compensada.

1º - La explosión origina una Supernova.

2º- Lo que queda en el centro de la explosión acaba formando una estrella de neutrones, que tiene prácticamente la misma densidad que un núcleo atómico formado básicamente por neutrones. Su radio es de sólo unos pocos kilómetros, mientras que su masa es alrededor de un millón de veces la de la Tierra.

3º- Si la estrella de neutrones empieza a girar rápidamente, entonces la estrella emite ondas de radio que pueden detectarse desde la Tierra, recibiendo el nombre de púlsar.


4º- Si la masa de la estrella era más de 10 veces la masa del Sol, se puede contraer todavía más hasta convertirse en un agujero negro
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