Las estrellas están compuestas principalmente de gases de hidrógeno y helio. Varían drásticamente en tamaño, luminosidad y temperatura, y viven miles de millones de años, pasando por varias etapas. Nuestro propio sol es una estrella típica, una de los cientos de miles de millones que ensucian la Vía Láctea.
El ciclo de vida de una estrella consta de una serie de etapas bien definidas.
Nacimiento
Las estrellas nacen en grandes “viveros” galácticos llamados nebulosas, una palabra latina que significa nube. Las nebulosas son densas nubes de polvo y gas que pueden dar lugar a cientos de estrellas. En algunas regiones de una nebulosa, el gas y el polvo se juntan como grumos.
Una nueva estrella surge cuando uno de estos grupos acumula tanta masa que colapsa bajo la fuerza de su propia gravedad. El aumento de la densidad de la nube en condensación hace que su temperatura aumente significativamente. Finalmente, la temperatura se vuelve tan alta que se produce la fusión nuclear, formando una estrella "infantil" llamada protoestrella.
Estrellas de secuencia principal
Una vez que una protoestrella ha reunido suficiente masa de las nubes de gas y polvo circundantes, se convierte en una estrella de secuencia principal. Las estrellas de la secuencia principal fusionan átomos de hidrógeno para crear helio en un proceso conocido como fusión nuclear. Las estrellas pueden existir en esta etapa durante miles de millones de años. Nuestro sol se encuentra actualmente en su etapa de secuencia principal.
La luminosidad de una estrella depende en gran medida de su masa. Cuanto más masiva sea una estrella de la secuencia principal, más luminosidad exhibirá. El color de una estrella de la secuencia principal es una indicación de la temperatura de la estrella. Las estrellas más calientes aparecerán azules o blancas y las estrellas más frías aparecerán rojas o naranjas. La masa de una estrella también influirá en su vida útil. Cuanta más masa tenga una estrella, más corta será su vida útil.
Gigantes Rojos
Después de arder durante miles de millones de años, una estrella de secuencia principal eventualmente agotará su suministro de combustible ya que la mayor parte de su hidrógeno se convierte en helio a través de la fusión nuclear. En este punto del ciclo de vida de una estrella, el exceso de helio hace que la temperatura de la estrella aumente. Cuando esto ocurre, la estrella se expandirá para convertirse en una gigante roja.
Las gigantes rojas son de color rojo brillante. También son más grandes y mucho más luminosas que las estrellas de la secuencia principal. A medida que el núcleo de la gigante roja continúe colapsando bajo la fuerza de la gravedad, se volverá lo suficientemente denso como para convertir el suministro restante de helio en carbono. Esto ocurre durante un período de aproximadamente 100 millones de años, hasta que llega el momento de que muera la estrella. Así como la masa dictará la luminosidad de una estrella, también determinará la forma de muerte de una estrella.
Enanas blancas
Las estrellas de la secuencia principal que tienen masas más bajas finalmente se convierten en enanas blancas. Una vez que una gigante roja ha quemado su suministro de helio, la estrella perderá masa. Su núcleo restante de carbono continuará enfriándose y disminuyendo su luminosidad durante miles de millones de años hasta que se convierta en una enana blanca.
Finalmente, la estrella enana blanca dejará de producir energía por completo y se oscurecerá para convertirse en una enana negra. Las estrellas enanas blancas son más pequeñas, más densas y menos luminosas que las estrellas gigantes rojas. La densidad de las estrellas enanas blancas es tan grande que una mera cuchara de material enano blanco pesaría varias toneladas.
Supernovas
Las estrellas de la secuencia principal que tienen masas más altas están destinadas a morir en explosiones dramáticas y violentas llamadas supernovas. Una vez que estas estrellas se han quemado a través de su suministro de helio, el núcleo de carbono restante finalmente se convierte en hierro. Este núcleo de hierro colapsará por su propio peso hasta que llegue a un punto en el que la materia comience a rebotar en su superficie.
Cuando esto sucede, se produce una explosión masiva que generará un destello de luz brillante que a veces puede igualar la luminosidad de toda una galaxia de estrellas. Durante algunas explosiones de supernovas, los protones y los electrones se combinarán para formar neutrones. Esto a su vez conduce a la formación de estrellas extremadamente densas llamadas estrellas de neutrones.
