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Secuencia de las fases principales de la formación de una estrella: una nube de gas rotando lentamente, colapso gravitacional, formación de estrella por contracción lenta y crecimiento con la generación de vientos estelares intensos, colimación de los vientos estelares en un flujo bipolar.
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Imagen cortesía de la Universidad de Oregón, Departamento de Física, El Proyecto del Universo Electrónico

Ciclo de vida de las estrellas

Una nube de gas, si es lo suficientemente grande, comienza a contraerse bajo su misma fuerza de gravedad. Esta contracción causa que la densidad y la temperatura aumenten. Cuando la densidad y la temperatura son suficientemente altas, la reacción de fusión nuclear entre los iones comienza a ser más frecuente, y el Hidrógeno se convierte en Helio. Eventualmente, la presión externa generada por la reacción de fusión balancea la fuerza de gravedad, la contracción finaliza, y la nube de gas se convierte en una estrella. Este es el estado actual de nuestro Sol.

Después de billones de años, la mayoría del hidrógeno combustible se ha "quemado", y ya no hay suficiente presión para balancear la gravedad, de manera que la estrella comienza a contraerse nuevamente. Esto hace que la temperatura en el centro de la estrella aumente hasta el punto en que puede ocurrir la fusión lHelio. Un nuevo equilibrio se logra, donde la estrella es más grande debido a que las capas exteriores se han extendido y enfriado. En ese estado la estrella es conocida como gigante roja(refiriéndose al color de su atmósfera exterior).

Se supone que nuestro Sol llega a este estado en aproximadamente cinco mil millones de años, y que su radio llegue hasta la órbita de Marte. Una gigante roja continuará quemándose hasta que el combustible del núcleo se agota, entonces ocurrirá una nueva contracción. De quedar suficiente masa en la estrella, esta contracción calentará suficiente su centro como para provocar reacciones de fusiones de elementos pesados a mayores y mayores temperaturas extremadamente, hasta que las reacciones de fusión producen Hierro.

Aparte del Hierro , la fusión nuclear no puede desprender más energía, y la estrella gigante roja llega al final de su vida. Las reacciones de fusión que han energizado la estrella han reducido su masa al punto en el que la gravedad no es lo suficientemente poderosa como para contener las capas externas; esta cubierta gaseosa es expulsada hasta formar una nebulosa planetaria . El centro de la estrella se colapsa hasta el punto donde la repulsión entre electrones balancea la fuerza gravitacional y se forma una enana blanca. Esta estrella es extremadamente densa y tiene el tamaño de un planeta. Finalmente, cuando la enana blanca ha irradiado toda su energía, deja de brillar y se convierte en una "enana negra", es decir, una estrella muerta. Se espera que esta sea la etapa final de nuestro Sol.

Para las estrellas con masas superiores al Sol (hasta 40 veces más grandes), el colapso gravitacional es mucho más rápido, con una duración estimada de pocos segundos. Se produce una onda expansiva enorme que expulsa las capas exteriores de la estrella y las calienta. La estrella se hace gigante y muy brillante, comparable al brillo de una galaxia. Esto es una supernova. Durante el colapso gravitacional final del núcleo de la supernova, la gravedad abruma la presión de los electrones, y los electrones y protones se unen para convertirse en neutrones. La estrella se contrae en un radio de hasta varias decenas de kilómetros: a esta se le conoce como "estrella neutrónica".
Para las estrellas con masas superiores a 40 veces la masa del Sol, el colapso que sigue a la explosión de la supernova es tan rápida que la presión de los neutrones formados en el centro no es suficiente para evitar la contracción. La densidad aumenta hasta el punto que la velocidad necesaria para escapar del campo magnético es mayor que la velocidad de la luz. La propia luz es atrapada y el objeto se hace invisible: esto es un "agujero negro".


Última modificación el 24 de enero de 2005 por Randy Russell.

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