Cómo es la vida de las estrellas en el espacio

Nacen, viven, mueren y con ello contribuyen a todo el sistema interestelar, dejando a su paso millones de cuerpos celestes

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Nacen, viven, mueren y con ello contribuyen a todo el sistema interestelar, dejando a su paso millones de cuerpos celestes (NASA)
Nacen, viven, mueren y con ello contribuyen a todo el sistema interestelar, dejando a su paso millones de cuerpos celestes (NASA)

El cielo nocturno, adornado por miles de puntos luminosos, está en constante cambio. Las estrellas no permanecen estáticas: nacen y mueren, lo que hace que el firmamento varíe cada noche. Ese proceso es un ciclo constante que involucra fases de nacimiento y desaparición de los cuerpos celestes.

Entre el inicio y el fin de su existencia, las estrellas atraviesan diferentes etapas. Pasan por fases como la formación nebulosa estelar, la culminación en una enana blanca o la explosión supernova. Cada una de estas fases representa cambios significativos en su estructura y composición.

Aunque contar las estrellas sea una tarea imposible debido a su gran número y constante cambio, el estudio y la comprensión de su ciclo vital proporciona información valiosa para la astronomía. La importante variación y evolución de las estrellas en el firmamento subrayan la inconstancia del cielo nocturno, recordando que lo que observamos no es fijo, sino una instantánea de un proceso dinámico.

Entre el inicio y el fin de su existencia, las estrellas atraviesan diferentes etapas

   MADRID, 8 (EUROPA PRESS)
Entre el inicio y el fin de su existencia, las estrellas atraviesan diferentes etapas MADRID, 8 (EUROPA PRESS)

Nace una estrella

El nacimiento de una estrella es un fenómeno astronómico fascinante que comienza en las nebulosas, grandes nubes de gas y polvo en el medio interestelar. Estas nubes están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, con trazas de otros elementos pesados. Sin embargo, ese proceso requiere de una perturbación inicial, que puede venir, por ejemplo, de la explosión de una supernova o de una onda de choque que comprima el polvo y el gas, lo que aumenta su densidad y provoca la formación de núcleos gravitatorios.

A medida que esos núcleos se colapsan bajo su propio peso, se forma un disco protoplanetario alrededor de la estrella incipiente. Este disco está compuesto por materiales pesados y orbita alrededor del núcleo de la estrella. En el centro del disco, las condiciones extremas de temperatura y presión provocan la fusión nuclear, marcando el nacimiento de una nueva estrella.

Al nacer una estrella se inicia la creación de un sistema planetario potencial. Los materiales del disco protoplanetario pueden agruparse y formar planetas, lunas y otros cuerpos celestes que posteriormente girarán alrededor de la estrella en desarrollo.

el estudio y la comprensión de su ciclo vital proporciona información valiosa para la astronomía
(AstroPixels)
el estudio y la comprensión de su ciclo vital proporciona información valiosa para la astronomía (AstroPixels)

La secuencia principal

Las estrellas atraviesan una serie de fases a lo largo de su vida, y una de las más cruciales es la secuencia principal. En esta etapa, la estrella alcanza un equilibrio duradero y estable, donde la gravedad que busca colapsarla se contrarresta con la presión interna derivada de la fusión nuclear en su núcleo. Ese balance produce el calor y la luz característicos del brillo estelar.

Durante la secuencia principal, la estrella convierte hidrógeno en helio mediante un proceso conocido como fusión nuclear. Este proceso es fundamental, ya que la energía liberada proporciona la luminosidad y el calor necesarios para que la estrella brille.

Las estrellas varían significativamente en tamaño y masa, lo que influye directamente en la duración de su vida en la secuencia principal. Las enanas rojas, por ejemplo, queman su hidrógeno a un ritmo extremadamente lento, lo que les permite permanecer en esta fase durante billones de años. Contrariamente, las estrellas más densas y masivas, como las gigantes azules, agotan su combustible mucho más rápido y, por ende, tienen una vida mucho más breve en esta fase.

La estrella alcanza un equilibrio duradero y estable, donde la gravedad que busca colapsarla se contrarresta con la presión interna derivada de la fusión nuclear en su núcleo

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NASA, ESA, CSA, STSCI
La estrella alcanza un equilibrio duradero y estable, donde la gravedad que busca colapsarla se contrarresta con la presión interna derivada de la fusión nuclear en su núcleo POLITICA INVESTIGACIÓN Y TECNOLOGÍA NASA, ESA, CSA, STSCI

A pesar de estas diferencias en la longevidad estelar, todas las estrellas experimentan cambios sutiles en su estructura interna y en su brillo superficial mientras agotan gradualmente su hidrógeno nuclear. Estos cambios incluyen variaciones en la temperatura superficial y la luminosidad aparente. Los científicos han observado que “durante su vida en la secuencia principal, las estrellas no son estáticas: sus parámetros cambian con el tiempo”.

Un aspecto crucial de la vida estelar es cómo la fusión nuclear en el núcleo se mantiene en equilibrio con la fuerza de gravedad de la estrella. Este equilibrio es lo que permite a la estrella mantenerse estable durante la secuencia principal. La energía resultante de la fusión del hidrógeno en helio contrarresta la presión de la gravedad que intenta colapsar la estrella.

Esta fase es una de las más largas y estables en la existencia de una estrella. Según los especialistas: “Las estrellas permanecen en la secuencia principal durante la mayor parte de sus vidas, en un equilibrio casi perfecto entre colapso y expansión”.

En el caso de las estrellas del centro de la Vía Láctea, se ha descubierto un fenómeno interesante. Se ha observado que estas estrellas “rejuvenecen” al “comerse unas a otras”. Ese proceso les permite mantener sus características durante más tiempo, lo que hace que su ciclo de vida varíe en comparación con las estrellas en otras regiones de la galaxia.

En general, la vida estelar en la secuencia principal se caracteriza por un equilibrio entre la gravedad y la presión interna derivada de la fusión nuclear, lo que define su brillo y estabilidad. Siempre es fascinante observar cómo estas gigantes cósmicas evolucionan a lo largo de su existencia, lo que muestra variaciones que proporcionan claves cruciales sobre el funcionamiento del universo.

Durante su vida en la secuencia principal, las estrellas no son estáticas: sus parámetros cambian con el tiempo
 Crédito: Crowe, S., et al., 2024, A&A, 682, A2. Imagen facilitada por el IAA.
Durante su vida en la secuencia principal, las estrellas no son estáticas: sus parámetros cambian con el tiempo Crédito: Crowe, S., et al., 2024, A&A, 682, A2. Imagen facilitada por el IAA.

Muerte estelar

Las estrellas de baja y mediana masa, como el Sol, tienen una vida útil de casi 10.000 millones de años en la secuencia principal, donde se encuentran actualmente. Estos astros mantienen su estabilidad gracias a la fusión de hidrógeno en helio en sus núcleos. El Sol, por ejemplo, lleva aproximadamente 4.500 millones de años en esta fase y se espera que permanezca igual durante otros 4.500 millones de años más. Cuando el hidrógeno se agota, estas estrellas comienzan a experimentar cambios significativos.

A medida que el hidrógeno se consume, las estrellas menos masivas empiezan a expandirse y se convierten en gigantes rojas. Durante ese proceso, liberan sus capas externas al espacio, lo que crea alrededor estructuras conocidas como nebulosas. Estas formaciones son el resultado del material expulsado por las estrellas moribundas, dejando atrás núcleos densos y fríos denominados enanas blancas.

Las enanas blancas, carentes de procesos de fusión, se enfrían lentamente a lo largo del tiempo. Según los expertos, “estas nebulosas planetarias y enanas blancas son las etapas finales de la evolución estelar para estrellas como el Sol.”

Por otro lado, las estrellas masivas, con masas varias veces mayores que la del Sol, tienen una existencia mucho más corta y agitada. Queman su hidrógeno a un ritmo acelerado, agotando su combustible nuclear en apenas unos pocos millones de años. Una vez que estas estrellas masivas abandonan la secuencia principal, enfrentan un final mucho más violento y espectacular. Estas estrellas experimentan eventos catastróficos como explosiones de supernovas, que liberan ingentes cantidades de energía y material al espacio.

Tanto las estrellas de baja masa como las masivas siguen caminos distintos en su evolución, pero ambas contribuyen significativamente al entendimiento del cosmos

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Tanto las estrellas de baja masa como las masivas siguen caminos distintos en su evolución, pero ambas contribuyen significativamente al entendimiento del cosmos POLITICA INVESTIGACIÓN Y TECNOLOGÍA PXHERE

Las supernovas son cruciales para el universo, ya que los elementos pesados que esparcen al espacio juegan un papel importante en la formación de nuevos astros y planetas. Los científicos afirman que “estas explosiones enriquecen el medio interestelar y ofrecen los bloques de construcción necesarios para la formación de nuevos cuerpos celestes”. La influencia de estas estrellas masivas y sus supernovas es fundamental en la química del universo.

Finalmente, el destino de las enanas blancas es el enfriamiento gradual. Estos remanentes estelares son restos de las capas internas de las estrellas que una vez fueron gigantes. Al no poseer una fuente de energía propia para mantener la fusión nuclear, las enanas blancas se enfrían poco a poco. Las nebulosas que se forman a partir del material expulsado por estas estrellas son a menudo observadas y estudiadas para comprender mejor la evolución estelar y los procesos finales en la vida de las estrellas.

Con todo, tanto las estrellas de baja masa como las masivas siguen caminos distintos en su evolución, pero ambas contribuyen significativamente al entendimiento del cosmos. Las primeras terminan sus vidas liberando sus capas externas y dejando enanas blancas, mientras que las segundas culminan en explosiones de supernovas, lo que enriquece el medio interestelar. El ciclo de vida y muerte estelar es esencial para la química del universo y la formación de nuevas estrellas y planetas.

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