LAS ESTRELLAS
Las estrellas son bolas gigantes de gas caliente, principalmente hidrógeno, con algo de helio y pequeñas cantidades de otros elementos. Cada estrella tiene su propio ciclo de vida, que va desde unos pocos millones hasta billones de años, y sus propiedades cambian con el paso del tiempo.
Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, que libera energía, la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se irradia hacia el espacio exterior.
TIPOS DE ESTRELLAS
Estrellas de la secuencia principal
Una estrella normal se forma a partir de una masa de polvo y gas en una guardería estelar. Durante cientos de miles de años, la masa gana masa, comienza a girar y se calienta. Cuando el núcleo de la masa alcanza millones de grados, se inicia la fusión nuclear. Este proceso ocurre cuando dos protones, los núcleos de los átomos de hidrógeno, se fusionan para formar un núcleo de helio. La fusión libera energía que calienta la estrella, creando una presión que empuja contra la fuerza de su gravedad. Nace una estrella. Los científicos llaman estrella de secuencia principal a una estrella que está fusionando hidrógeno con helio en su núcleo. Las estrellas de secuencia principal constituyen alrededor del 90% de la población estelar del universo. Varían en luminosidad, color y tamaño, desde una décima parte hasta 200 veces la masa del Sol, y viven de millones a miles de millones de años.
Gigantes rojos
Cuando una estrella de la secuencia principal con una masa menor a ocho veces la del Sol agota el hidrógeno de su núcleo, comienza a colapsar, ya que la energía producida por la fusión es la única fuerza que combate la tendencia de la gravedad a atraer la materia. Sin embargo, al comprimir el núcleo, también aumentan su temperatura y presión, hasta el punto de que su helio comienza a fusionarse en carbono, lo que también libera energía. La fusión de hidrógeno comienza a penetrar en las capas externas de la estrella, lo que provoca su expansión. El resultado es una gigante roja, que se vería más anaranjada que roja. Finalmente, la gigante roja se vuelve inestable y comienza a pulsar, expandiéndose periódicamente y expulsando parte de su atmósfera. Finalmente, todas sus capas externas desaparecen, creando una nube de polvo y gas en expansión llamada nebulosa planetaria. El Sol se convertirá en una gigante roja dentro de unos 5.000 millones de años.
Enanas blancas
Después de que una gigante roja pierde toda su atmósfera, solo queda el núcleo. Los científicos llaman a este tipo de remanente estelar enana blanca. Una enana blanca suele tener el tamaño de la Tierra, pero es cientos de miles de veces más masiva. Una cucharadita de su material pesaría más que una camioneta. Una enana blanca no produce calor propio, por lo que se enfría gradualmente a lo largo de miles de millones de años. A pesar de su nombre, las enanas blancas pueden emitir luz visible que va del blanco azulado al rojo. Los científicos a veces descubren que las enanas blancas están rodeadas de discos de material polvoriento, escombros e incluso planetas, restos de la fase de gigante roja de la estrella original. En unos 10 000 millones de años, después de su etapa como gigante roja, el Sol se convertirá en una enana blanca.
Estrellas de neutrones
Las estrellas de neutrones son remanentes estelares que contienen más masa que el Sol en una esfera aproximadamente tan ancha como la longitud de la isla de Manhattan de la ciudad de Nueva York.
Una estrella de neutrones se forma cuando una estrella de secuencia principal con entre ocho y veinte veces la masa del Sol agota el hidrógeno de su núcleo. (Las estrellas más pesadas producen agujeros negros de masa estelar). La estrella comienza a fusionar helio en carbono, como las estrellas de menor masa. Pero luego, cuando el núcleo se queda sin helio, se encoge, se calienta y comienza a convertir su carbono en neón, lo que libera energía. Este proceso continúa a medida que la estrella convierte el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio y, finalmente, el silicio en hierro. Estos procesos producen energía que evita que el núcleo colapse, pero cada nuevo combustible le da cada vez menos tiempo. Para cuando el silicio se fusiona en hierro, la estrella agota su combustible en cuestión de días. El siguiente paso sería fusionar el hierro en algún elemento más pesado, pero hacerlo requiere energía en lugar de liberarla. El núcleo colapsa y luego rebota a su tamaño original, creando una onda de choque que viaja a través de las capas externas de la estrella. El resultado es una enorme explosión llamada supernova. El núcleo remanente es una estrella de neutrones superdensa.
Enanas rojas
Las enanas rojas son las estrellas más pequeñas de la secuencia principal: apenas una fracción del tamaño y la masa del Sol. También son las más frías y su color es más anaranjado que rojo. Cuando una enana roja produce helio mediante fusión en su núcleo, la energía liberada transporta material a la superficie de la estrella, donde se enfría y se hunde, llevándose consigo un nuevo suministro de hidrógeno al núcleo. Debido a esta constante agitación, las enanas rojas pueden consumir de forma constante todo su hidrógeno durante billones de años sin cambiar su estructura interna, a diferencia de otras estrellas. Los científicos creen que algunas enanas rojas de baja masa, aquellas con apenas un tercio de la masa del Sol, tienen una vida útil superior a la edad actual del universo, hasta unos 14 billones de años. Las enanas rojas también nacen en cantidades mucho mayores que las estrellas más masivas. Por ello, y debido a su longevidad, las enanas rojas constituyen alrededor del 75 % de la población estelar de la Vía Láctea.
Enanas marrones
Las enanas marrones no son técnicamente estrellas. Son más masivas que los planetas, pero no tan masivas como las estrellas. Generalmente, tienen entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter. Casi no emiten luz visible, pero los científicos han observado algunas en luz infrarroja. Algunas enanas marrones se forman de la misma manera que las estrellas de la secuencia principal, a partir de cúmulos de gas y polvo en nebulosas, pero nunca alcanzan la masa suficiente para fusionarse a la escala de una estrella de la secuencia principal. Otras pueden formarse como los planetas, a partir de discos de gas y polvo alrededor de estrellas.
