Estrellas

Shuttle

Boy floating in spacesuit

¡Guaauuu!
Las estrellas evolucionan con el tiempo. A una estrella puede tomarle millones o miles de millones de años completar su ciclo de vida.

Una estrella es una esfera de gas caliete que brilla intensamente cuya energía es producida por un proceso interno de fusión nuclear. Las estrellas se encuentran en galaxias. Una galaxia no sólo contiene estrellas, sino también nubes de gas y polvo. Estas nubes son llamadas nebulosas, y es en las nebulosas donde nacen las estrellas. En la nebulosa el gas de hidrógeno es reunido por medio de la gravedad. Durante millones de años, más y más hidrógeno es reunido en la nube mientras la misma gira. Las colisiones que ocurren entre los átomos de hidrógeno comienzan a calentar el gas de la nube. Cuando la temperatura alcanza 15.000.000 grados Celsius, comienza la fusión nuclear en el centro, o núcleo, de la nube. El tremendo calor emitido por el proceso de fusión nuclear genera que el gas brille creando una protoestrella. Este es el primer paso en la evolución de una estrella. La brillante protoestrella continúa acumulando masa. La cantidad de masa que puede acumular está determinada por la cantidad de materia disponible en la nebulosa. Una vez que la masa se estabiliza, la estrella se encuentra en secuencia principal. La nueva estrella continúa brillando por millones o hasta miles de millones de años. Mientras brilla, el hidrógeno es convertido en helio en el núcleo por medio de la fusión nuclear. El núcleo comienza a estar inestable y empieza a contraerse. La cáscara externa de la estrella, que es todavía mayormente hidrógeno, comienza a expandirse. Mientras se expande, se enfría y comienza a brillar en color rojo. La estrella ha alcanzado ahora la fase de gigante roja. Está roja porque está más fría que en la fase de protoestrella y es gigante debido a que la cáscara exterior se expandió hacia afuera. La cantidad de masa que una estrella tiene determina cúal de los siguientes ciclos de vida tomará.

Las Pléyades (M45)

Las Pléyades

Nebulosa Planetaria Ojo de Gato

Nebulosa Planetaria Ojo de Gato

Estrellas Medianas
Cuando es una gigante roja, el hidrógeno en la cáscara exterior continúa quemándose mientras que la temperatura del núcleo continúa aumentando. A 200.000.000 grados Celsius, los átomos de helio se funden para formar átomos de carbono en el núcleo. Lo que resta del hidrógeno en la cáscara exterior es arrojado hacia afuera formando un anillo alrededor del núcleo. EL anillo es llamado nebulosa planetaria. Cuando lo que resta de los átomos de helio en el centro se fusiona para formar átomos de carbono, la estrella mediana comienza su muerte. La gravedad hace que la materia estelar restante colapse y se compacte. Esta es la fase de enana blanca, la cual es extremadamente densa. Las enanas blancas brillan con una luz blanca y cuando toda su energía desaparece mueren. La estrella llega entonces a la fase de enana negra.

Estrellas Masivas

Una vez que las estrellas masivas llegan a la fase de gigante roja, la temperatura del núcleo continúa creciendo mientras que se forman átomos de carbono por la fusión de átomos de helio. La gravedad continúa juntando a los átomos de carbono en el núcleo hasta que la temperatura llega a los 600.000.000 grados Celsius. En ese momento, los átomos de carbono forman elementos más pesados como ser oxígeno o nitrógeno. La fusión y producción de elementos más pesados continúa hasta llegar a la formación de hierro. En ese momento, la fusión culmina y los átomos de hierro comienzan a absorber energía. Esta energía es eventualmente liberada en una poderosa explosión llamada supernova. Una supernova puede iluminar el cielo por semanas. La temperatura en una supernova puede alcanzar hasta 1.000.000.000 grados Celsius. Esta temperatura tan alta puede dar lugar a la producción de nuevos elementos que pueden aparecer en la nueva nebulosa que se origina después de la explosión de la supernova. El núcleo de la estrella masiva, el cual es 1.5 a 4 veces tan masivo como nuestro Sol, culmina como una estrella de neutrones luego de la explosión de la supernova. Las estrellas de neutrones giran rápidamente emitiendo ondas de radio . Las ondas de radio parecen ser emitidas en pulsos (debido al movimiento giratorio de la estrella). Estas estrellas de neutrones se denominan púlsares. El núcleo de una estrella masiva que posee 10 o más veces la masa de nuestro Sol permanece masiva luego de la explosión de la supernova. No hay fusión nuclear para poder soportar al núcleo, por lo tanto es deglutida por su propia gravedad. Se ha transformado ahora en un agujero negro el cual fácilmente traga cualquier materia y energía que esté cercano a él. Algunos agujeros negros tienen estrellas compañeras cuyos gases son atraídos por él. Mientras los gases son atraídos por el agujero negro, se calientan y emiten energía en forma de rayos X. Los agujeros negros son detectados por la rayos X los cuales son emitidos mientras la materia cae dentro del agujero negro.

Una pregunta

¿Qué determina cuan grande será una estrella?

Shuttle

Muéstrame el Nivel 1 de esta página.

El sitio StarChild es una iniciativa al servicio de la comunidad de High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC), Dr. Alan Smale (Director), dentro de Astrophysics Science Division (ASD) en NASA/ GSFC.

StarChild, Autores: The StarChild Team
StarChild, Gráfica & Música: Agradecimientos
Líder del Proyeto StarChild: Dr. Laura A. Whitlock
Responsable de la Página Web: J.D. Myers
Responsable Oficial de NASA: Phil Newman
Traducción al Español: Analía Cillis
Por comentarios o preguntas sobre el sitio StarChild, por favor enviarlos aquí.