Cuando miras hacia el cielo nocturno y ves las estrellas parpadeando, puedes pensar que nunca cambian y que tienen poco que ver contigo. En realidad, cambian significativamente, pero durante millones o miles de millones de años. Las estrellas se forman, envejecen y cambian en ciclos. Al estudiar el ciclo de vida de las estrellas, puede familiarizarse mejor con la naturaleza de la formación de la materia y el proceso por el que atraviesa nuestro propio sol.
Vida temprana
Todas las estrellas tienen etapas de vida similares hasta que la estrella alcanza la etapa de gigante roja. A medida que el gas de una nebulosa se condensa, forma una protoestrella. Finalmente, la temperatura alcanza aproximadamente los 15 millones de grados y comienza la fusión. La estrella comienza a brillar intensamente y se contrae. Ahora es una estrella, que brillará durante millones o miles de millones de años. A medida que la estrella envejece, convierte el hidrógeno en helio en su núcleo mediante el proceso de fusión. Cuando se agota el suministro de hidrógeno, el núcleo de la estrella se vuelve inestable y se contrae a medida que se expande la capa exterior. A medida que se enfría y se expande de esta manera, comienza a brillar en rojo. En este punto, la estrella ha alcanzado la fase de gigante roja.
Estrellas de baja masa
Las estrellas que tienen aproximadamente 10 veces el tamaño del sol o menos se denominan estrellas de baja masa. Después de que el helio se fusiona en carbono, el núcleo de la estrella se colapsa una vez más. A medida que se contrae, la parte exterior de la estrella sale despedida. Esto forma una nebulosa planetaria. A medida que se enfría, el núcleo de la estrella que queda forma una enana blanca. A medida que se enfría más, puede formar lo que se conoce como una enana negra.
Estrellas de gran masa
A medida que las estrellas más grandes alcanzan la fase de gigante roja, su temperatura aumenta a medida que el helio se fusiona en carbono. La temperatura del núcleo aumenta y la fusión forma oxígeno, nitrógeno y hierro. Cuando el núcleo de la estrella se convierte en hierro, cesa la fusión. El hierro es demasiado estable y para fusionar el hierro se necesita más energía de la que se libera. Una vez que se detiene la fusión, la estrella colapsa. Las temperaturas superan los 100 mil millones de grados y las fuerzas expansivas superan a las que se contraen. El corazón de la estrella explota hacia afuera para formar una explosión conocida como supernova. A medida que esta explosión atraviesa las capas externas de la estrella, la fusión se produce una vez más. A través de esta liberación de energía, la supernova crea elementos pesados. Si el remanente de la explosión es mayor de 1,4 a tres masas solares, se convertirá en una estrella de neutrones. Si tiene unas tres masas solares, la estrella terminará su vida como un agujero negro.
El sol
El sol es una estrella de baja masa. Fue creado a partir de la condensación de gas y polvo en una nebulosa hace unos 4.500 millones de años. En unos cinco mil millones de años se convertirá en una gigante roja y envolverá a todos los planetas interiores, incluida la Tierra. Eventualmente se convertirá en una estrella enana blanca.