Ciclo de vida de una estrella

Los ciclos de vida de las estrellas: Cómo se forman las supernovas

Mientras la estrella de la secuencia principal brilla, el hidrógeno de su núcleo se convierte en helio mediante la fusión nuclear. Cuando el suministro de hidrógeno en el núcleo comienza a agotarse y la estrella ya no genera calor por fusión nuclear, el núcleo se vuelve inestable y se contrae. La capa exterior de la estrella, que sigue siendo mayoritariamente de hidrógeno, comienza a expandirse.

A medida que se expande, se enfría y se vuelve roja. La estrella ha alcanzado la fase de gigante roja. Es roja porque está más fría que en la fase de estrella de la secuencia principal y es una gigante porque la envoltura exterior se ha expandido hacia fuera.

En el núcleo de la gigante roja, el helio se fusiona con el carbono. Todas las estrellas evolucionan de la misma manera hasta la fase de gigante roja. La cantidad de masa que tiene una estrella determina cuál de los siguientes caminos del ciclo vital tomará a partir de ahí.

A la derecha de la ilustración se muestra el ciclo de vida de una estrella masiva de 10 veces o más el tamaño de nuestro Sol. Al igual que las estrellas de baja masa, las de alta masa nacen en nebulosas y evolucionan y viven en la Secuencia Principal. Sin embargo, sus ciclos de vida comienzan a diferir después de la fase de gigante roja. Una estrella masiva sufrirá una explosión de supernova.

Si el remanente de la explosión es de 1,4 a unas 3 veces más masivo que nuestro Sol, se convertirá en una estrella de neutrones. El núcleo de una estrella masiva que tenga más de 3 veces la masa de nuestro Sol, después de la explosión, hará algo muy diferente. La fuerza de la gravedad supera las fuerzas nucleares que impiden que los protones y los neutrones se combinen.

Así, el núcleo es tragado por su propia gravedad. Ahora se ha convertido en un agujero negro que atrae con facilidad cualquier materia y energía que se le acerque. A continuación se describe lo que ocurre entre la fase de gigante roja y la explosión de supernova.

Todas las estrellas se forman en nebulosas, que son enormes nubes de gas y polvo. Aunque brillan durante muchos miles, e incluso millones de años, las estrellas no duran para siempre. Los cambios que se producen en una estrella a lo largo del tiempo y la etapa final de su vida dependen del tamaño de la estrella.

Las reacciones nucleares en el centro o núcleo de una estrella proporcionan la energía que la hace brillar. Esta etapa se denomina «secuencia principal». La vida exacta de una estrella depende en gran medida de su tamaño.

Las estrellas muy masivas agotan su combustible rápidamente. Esto significa que pueden durar sólo unos cientos de miles de años. Las estrellas más pequeñas consumen el combustible más lentamente, por lo que brillarán durante varios miles de millones de años.

Al final, el hidrógeno que alimenta las reacciones nucleares en el interior de una estrella comienza a agotarse. La estrella entra entonces en las fases finales de su vida. Todas las estrellas se expanden, se enfrían y cambian de color para convertirse en una gigante roja.

Lo que suceda después depende de la masa de la estrella. Hoy sabemos que las estrellas son las fuentes esenciales de materia prima en el universo, reciclando y distribuyendo los elementos constitutivos de todo lo que observamos: nuevas estrellas, nebulosas de gas y polvo, planetas e incluso los seres humanos. Toda la vida en la Tierra contiene el elemento carbono, y todo el carbono se formó originalmente en el núcleo de una estrella.

Las estrellas pueblan el universo con elementos a través de su «ciclo de vida», un proceso continuo de formación, quema de combustible y dispersión de material cuando todo el combustible se agota. Sin embargo, las estrellas siguen caminos diferentes, dependiendo de la cantidad de materia que contengan: su masa. La masa de una estrella depende de la cantidad de gas de hidrógeno que se ha reunido por la gravedad durante su formación.

Medimos la masa de las estrellas en comparación con la «estrella madre» de nuestro sistema, el Sol. Las estrellas se consideran de gran masa cuando son cinco veces o más masivas que el Sol. La vida de una estrella típica comienza cuando una gigantesca nube de gas empieza a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. A medida que las partículas y los átomos caen unos hacia otros, se aceleran y su temperatura aumenta. La estrella pronto entra en una parte estable de su vida durante la cual convierte el hidrógeno en helio mediante la fusión nuclear.

Lo que sucede a continuación depende de la masa de la estrella, siendo diferente para las estrellas de baja masa como nuestro Sol en comparación con las estrellas más masivas como Sirio, la estrella más brillante del cielo, o Betelgeuse, una estrella supergigante en la constelación de Orión. Las estrellas de baja masa utilizan todo su hidrógeno a lo largo de varios miles de millones de años, convirtiéndolo en helio. El resultado es que el núcleo de la estrella colapsa sobre sí mismo, la temperatura interna aumenta y la estrella quema el helio.

Una vez finalizado este ciclo, le sigue otro similar con los elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno. Las altísimas temperaturas que se generan en el núcleo de la estrella, del orden de 120 millones de grados centígrados, hacen que las capas exteriores se expandan y se enfríen y la estrella se convierta en una gigante roja. En el caso del Sol, esto hará que se trague a Mercurio y Venus, y la Tierra se volverá demasiado caliente para vivir en ella.

Al haber agotado todo su combustible, la estrella colapsa para convertirse en una estrella enana blanca muy caliente, pero pequeñaenana amarilla → gigante roja → enana blanca Para entender cómo una estrella