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Aunque en otras oportunidades hemos tratado el tema, hoy veremos, rápidamente y en siete etapas como es el ciclo de vida de una estrella:
Etapa 1. Nube de gas gigante: Una estrella se origina a partir de una gran nube de gas. La temperatura en la nube es lo suficientemente baja para la síntesis de moléculas. El complejo de nubes de Orión en el sistema de Orión (ver: https://03442.com.ar/2022/01/columna-de-astronomia-orion/ ) es un ejemplo de una estrella en esta etapa de la vida.
Veamos el gráfico, comience a visualizarlo desde donde dice “Nebulosa” en el sentido de las agujas del reloj:
Etapa 2: Protoestrella: Cuando las partículas de gas en la nube molecular chocan entre sí, se produce energía térmica. Esto da como resultado la formación de un grupo cálido de moléculas conocido como protoestrella (del latín: “primera estrella”, algo así como “posible estrella nueva”). La creación de protoestrellas se puede ver a través de la visión infrarroja ya que las protoestrellas son más cálidas que otros materiales en la nube molecular (ver: https://03442.com.ar/2022/10/columna-de-astronomia-el-webb-lo-hizo-nuevamente/ ). Se pueden formar varias protoestrellas en una nube, según el tamaño de la nube molecular.
Etapa 3: Una estrella T-Tauri comienza cuando los materiales dejan de caer en la protoestrella y liberan enormes cantidades de energía. La temperatura media de la estrella Tauri no es suficiente para sustentar la fusión nuclear en su núcleo. La estrella T-Tauri dura unos 100 millones de años, después de lo cual entra en la fase de desarrollo más prolongada: la fase de secuencia principal.
Etapa 4: La fase de secuencia principal es la etapa de desarrollo en la que la temperatura central alcanza el punto en que comienza la fusión. En este proceso, los protones de hidrógeno se convierten en átomos de helio. Esta reacción es exotérmica; emite más calor del que requiere, por lo que el núcleo de una estrella de secuencia principal libera una enorme cantidad de energía.
Etapa 5: Una estrella convierte los átomos de hidrógeno en helio a lo largo de su vida en su núcleo. Eventualmente, el combustible de hidrógeno se acaba y la reacción interna se detiene. Sin las reacciones que ocurren en el núcleo, una estrella se contrae hacia adentro a través de la gravedad y hace que se expanda. A medida que se expande, la estrella primero se convierte en una estrella subgigante y luego en una gigante roja. Las gigantes rojas tienen superficies más frías que la estrella de la secuencia principal y, debido a esto, aparecen más rojas que amarillas.
Etapa 6: Las moléculas de helio se fusionan en el núcleo, a medida que la estrella se expande. La energía de esta reacción evita que el núcleo colapse. El núcleo se encoge y comienza a fusionar carbono, una vez que termina la fusión de helio. Este proceso se repite hasta que aparece hierro en el núcleo. La reacción de fusión del hierro absorbe energía, lo que provoca el colapso del núcleo. Esta implosión transforma estrellas masivas en una supernova (“nova”: nueva, así que el término significa “super estrella”: en el firmamento aparece una estrella nueva, con brillo miles de veces superior a todas las demás. Según cuentan las crónicas, en 1054 hubo una supernova, – SN1054, hoy día es la “Nebulosa del cangrejo”, ver: https://www.nasa.gov/sites/default/files/atoms/files/28-nebulae-nebulosa-del-cangrejo-m1-en-varias-longitudes-de-onda.pdf ) – que se veía aún en horas diurnas y de noche, producía sombra, fué visible en horas diurnas durante 23 días y por la noche durante 653 noches, a partir del 5 de julio de 1054), mientras que estrellas más pequeñas como el sol se contraen en enanas blancas.
Etapa 7: La mayor parte del material estelar es lanzado al espacio, pero el núcleo implosiona en una estrella de neutrones o en una singularidad conocida como agujero negro. Las estrellas menos masivas no explotan, sino que sus núcleos se contraen en una pequeña estrella caliente conocida como enana blanca, mientras que el material exterior se aleja. 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 son difíciles de detectar. Pero estas pueden ser las estrellas más comunes que pueden arder durante billones de años.
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Hasta la semana que viene
