Las estrellas como el sol son grandes bolas de plasma que inevitablemente llenan el espacio que las rodea con luz y calor. Las estrellas vienen en una variedad de masas, y la masa determina qué tan caliente se quemará la estrella y cómo morirá. Las estrellas pesadas se convierten en supernovas, estrellas de neutrones y agujeros negros, mientras que las estrellas promedio como el sol terminan su vida como una enana blanca rodeada por una nebulosa planetaria que desaparece. Sin embargo, todas las estrellas siguen aproximadamente el mismo ciclo de vida básico de siete etapas, comenzando como una nube de gas y terminando como un remanente de estrellas.
TL; DR (demasiado largo; No leí)
La gravedad convierte las nubes de gas y polvo en protoestrellas. Una protoestrella se convierte en una estrella de secuencia principal que eventualmente se queda sin combustible y colapsa más o menos violentamente, dependiendo de su masa.
Una nube de gas gigante
Una estrella comienza su vida como una gran nube de gas. La temperatura dentro de la nube es lo suficientemente baja como para que se formen moléculas. Algunas de las moléculas, como el hidrógeno, se iluminan y permiten a los astrónomos verlas en el espacio. El Complejo de Nube de Orión en el sistema de Orión sirve como un ejemplo cercano de una estrella en esta etapa de la vida.
Una protoestrella es una estrella bebé
A medida que las partículas de gas en la nube molecular chocan entre sí, se crea energía térmica, lo que permite que se forme un grupo cálido de moléculas en la nube de gas. Este grupo se conoce como Protostar. Dado que las protoestrellas son más cálidas que otros materiales en la nube de moléculas, estas formaciones se pueden ver con visión infrarroja. Dependiendo del tamaño de la nube de moléculas, varias Protoestrellas se pueden formar en una sola nube.
La fase T-Tauri
En la etapa T-Tauri, una estrella joven comienza a producir fuertes vientos, que empujan el gas y las moléculas circundantes. Esto permite que la estrella en formación se vuelva visible por primera vez. Los científicos pueden detectar una estrella en la etapa T-Tauri sin la ayuda de infrarrojos o ondas de radio.
Estrellas de secuencia principal
Finalmente, la estrella joven alcanza el equilibrio hidrostático, en el que su compresión gravitacional se equilibra con su presión exterior, lo que le da una forma sólida. La estrella se convierte entonces en una estrella de la secuencia principal. Pasará el 90 por ciento de su vida en esta etapa, fusionando moléculas de hidrógeno y formando helio en su núcleo. El sol de nuestro sistema solar se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal.
Expansión a Red Giant
Una vez que todo el hidrógeno del núcleo de la estrella se convierte en helio, el núcleo se colapsa sobre sí mismo y hace que la estrella se expanda. A medida que se expande, primero se convierte en una estrella subgigante y luego en una gigante roja. Las gigantes rojas tienen superficies más frías que las estrellas de la secuencia principal; y debido a esto, aparecerán rojos en lugar de amarillos. Si la estrella es lo suficientemente masiva, puede volverse lo suficientemente grande como para ser clasificada como supergigante.
Fusión de elementos más pesados
A medida que se expande, la estrella comienza a fusionar moléculas de helio en su núcleo y la energía de esta reacción evita que el núcleo colapse. Una vez que termina la fusión del helio, el núcleo se contrae y la estrella comienza a fusionar carbono. Este proceso se repite hasta que el hierro comienza a aparecer en el núcleo. La fusión de hierro absorbe energía, por lo que la presencia de hierro hace que el núcleo colapse. Si la estrella es lo suficientemente masiva, la implosión crea una supernova. Las estrellas más pequeñas como el sol se contraen pacíficamente en enanas blancas mientras sus capas exteriores se irradian como nebulosas planetarias.
Supernovas y nebulosas planetarias
La explosión de una supernova es uno de los eventos más brillantes del universo. La mayor parte del material de la estrella se lanza al espacio, pero el núcleo implosiona rápidamente en una estrella de neutrones o una singularidad conocida como agujero negro. Las estrellas menos masivas no explotan así. Sus núcleos se contraen formando pequeñas estrellas calientes llamadas enanas blancas mientras el material exterior se aleja. Las estrellas más pequeñas que el sol no tienen suficiente masa para arder con nada más que un brillo rojo durante su secuencia principal. Estas enanas rojas, que son difíciles de detectar pero que pueden ser las estrellas más comunes, pueden arder durante billones de años. Los astrónomos sospechan que algunas enanas rojas han estado en su secuencia principal desde poco después del Big Bang.
