Ciclo de Vida de una Estrella

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Ciclo de vida de una estrella

En comparación con cualquier otra estrella, nuestro Sol es bastante insignificante. No es muy grande y es solo una de una gran cantidad de estrellas en el universo. Está a la mitad de su vida, en una etapa conocida como secuencia principal. En unos pocos miles de millones de años, nuestro Sol morirá, terminando con toda la vida en la Tierra. Proporciona la atracción gravitacional que mantiene los planetas y otros objetos que orbitan a su alrededor, y proporciona una fuente de energía que soporta toda la vida en la Tierra.

La duración de la vida de una estrella depende de su masa. Si la estrella tiene mucha materia y, por lo tanto, una gran masa, su vida útil será más corta. Esto puede parecer contrario a la intuición, pero las estrellas más grandes usan su combustible nuclear a un ritmo mucho más rápido. Las estrellas más pequeñas son realmente más eficientes con el combustible que tienen. La masa de una estrella depende de la cantidad de materia que haya en la nube, conocida como nebulosa, que creó la estrella.

Las estrellas de una masa similar a la de nuestro Sol tienen un ciclo de vida similar. Comienzan como una nebulosa . Una nebulosa es una nube de polvo y gas que puede variar en tamaño. Para hacer una estrella del tamaño de nuestro Sol, necesitaría una nebulosa de varios cientos de veces el tamaño de nuestro sistema solar. Esta nube, que contiene los bloques de construcción de la estrella, se derrumba debido a la gravedad. Mientras la nube se encoge de tamaño, su temperatura aumenta a medida que las partículas que forman la nube chocan entre sí. Cuando esta nube colapsada alcanza una cierta temperatura y presión, se produce la fusión nuclear. En esta etapa, la bola de gas se conoce como una protostar . La fusión nuclear es una reacción nuclear en la que dos núcleos de luz se combinan entre sí, formando un núcleo y una energía más pesados. Esta es la energía que se irradia desde la estrella. La cantidad de energía producida en estas reacciones se puede calcular a partir de E = mc ² . "E" es la cantidad de energía, "m" es el cambio de masa y "c" es la velocidad de la luz en metros por segundo.

Cuando la presión externa de la fusión nuclear se equilibra con la fuerza gravitacional que une a la estrella, describimos la estrella como estable. Las estrellas que son estables, como nuestro Sol, se encuentran en la etapa de secuencia principal de la vida de la estrella. Llega un punto donde la estrella se queda sin combustible de hidrógeno, y es cuando comienza el final de la vida de la estrella. Las estrellas se quedan sin combustible después de millones o miles de millones de años, dependiendo de su tamaño. Cuando la estrella se queda sin combustible, las reacciones nucleares en su núcleo no pueden continuar. Esto significa que la presión hacia el exterior disminuye, permitiendo que la fuerza gravitacional colapse en el núcleo. Las capas externas se expanden y se enfrían ligeramente. Este enfriamiento cambia el color de la estrella a un color rojo. En esta etapa, la estrella es conocida como un gigante rojo . Este será el destino de nuestra estrella en unos pocos miles de millones de años. Nuestro Sol se hinchará y se expandirá a unos cientos de veces su tamaño original. Cuando esto sucede, toda la vida en la Tierra morirá.

Las capas externas de la estrella se desprenden, dejando un núcleo caliente y denso. Estos pueden producir un fenómeno muy hermoso conocido como nebulosa planetaria . El núcleo caliente de una nebulosa planetaria se conoce como una enana blanca . Una enana blanca es una estrella muerta que aún brilla debido al calor residual. Son muy densos, con una cucharadita de enana blanca con una masa de varias toneladas. Con el tiempo, esta estrella muerta se enfriará y se atenuará. Esta estrella muerta que se ha enfriado y ya no emite luz se conoce como una enana negra .

Las estrellas que son mucho más grandes que las nuestras siguen un ciclo diferente a lo largo de sus vidas. Mientras que las estrellas más pequeñas, como nuestro Sol, están formadas por una nebulosa colapsada, las nebulosas de las estrellas más grandes contienen mucha más materia. También pasan por una etapa de secuencia principal pero tienen un tono azul debido a sus temperaturas más altas. El final de la vida de una estrella más grande es mucho más dramático. Las estrellas masivas pueden tener núcleos que son lo suficientemente calientes y densos como para proporcionar un entorno donde puede producirse fusión nuclear para elementos adicionales, no solo hidrógeno. Al igual que las estrellas de una masa similar a nuestro Sol, las estrellas masivas también crecen cuando comienzan a quedarse sin combustible nuclear.

Esto termina en una gran explosión conocida como supernova . Las supernovas son algunos de los objetos más brillantes del cielo. Se cree que los elementos que son más pesados que el hierro se forman en una supernova. Las estrellas muertas ahora se conocen como estrellas de neutrones , y son extremadamente densas. Si una estrella es muy grande y tiene suficiente masa, se puede formar un agujero negro al final de la vida de la estrella masiva. Un agujero negro es un área del espacio donde la gravedad es tan fuerte que incluso la luz no puede escapar.