Ciclo de vida de las estrellas

Dependiendo dy también su masa y composición, las estrellas pueden vivir desdy también apenas 30 millones dy también años hasta 200.000 millones dy también años, pasando por diferentes fases a lo largo del ciclo estelar.

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El cosmos es un lugar inmenso y, pese a los increíbles avances que estamos consiguiendo, misterioso. Y en este Cosmos de más de 93.000 millones dy también años luz de diámetro, las protagonistas de la función son, sin lugar a dudas, las estrellas.

El Sol es una más de las 400.000 millones dy también estrellas quy también podría haber en la Vía Láctea. Y si tenemos en cuenta que nuestra galaxia es una más de, seguramente, dos millones dy también millones de galaxias, estamos ante un número de estrellas en el cosmos que simplemente se escapa dy también nuestra comprensión.

Las estrellas son cuerpos celestes dy también gran tamaño compuestas principalmente de hidrógeno y helio con unas temperaturas suficientemente altas como a fin de que en su interior tengan lugar reacciones de fusión nuclear, que hacen que brillen con luz propia.

Cada estrella del cosmos es única, mas uno de los mayores logros dy también la Astronomía ha sido, precisamente, descubrir quy también todas ellas pasan por unas fases de vida similares. Por ello, en el artículo de hoy, analizaremos las etapas del ciclo estelar.

¿Cuánto vivy también una estrella?

Las estrellas son esferas incandescentes dy también plasma compuestas básicapsique por hidrógeno (75%) y helio (24%), dos gases que, debdesquiciado a las elevadísimas temperaturas quy también se alcanzan en ellas, sy también encuentran en este estado plasmático.

Como ya hemos dicho, cada estrella es única. Y esto hacy también que, especialpsique en función de su masa, tamaño y composición, su esperanza dy también vida varíy también mucho. Por regla general, cuanto más grande y energmoral es una estrella, menos vive, pues más veloz agota su combustible.

En esty también contexto, las estrellas más grandes del cosmos pueden vivir apenas 30 millones de años (un abrir y cerrar dy también ojos en conceptos astronómicos), mientras quy también las más pequeñas pueden llegar a tener una esperanza de vida dy también más dy también 200.000 millones de años. Esto significa que, teniendo presente que el universo tiene una edad dy también 13.ochocientos millones de años, todavía no ha habloco tiempo para que ninguna de estas muera.

Por ello, cada estrella vive una edad determinada. Y todas nacen dy también la agregación del gas y polvo presenty también en las nebulosas, pero tras empezar su vida, van pasando por distintas etapas dentro dy también su ciclo estelar.

Nuestro Sol, por ejemplo, siendo una estrella promedio y al estar a medio camino entry también las estrellas menos energéticas y las más energéticas, tiene una esperanza de vida dy también unos 10.000 millones dy también años. Teniendo en cuenta quy también nuestra estrella se formó hacy también ahora 4.600 millones dy también años, todavía no va por la mitad dy también su vida pero se acerca al ecuador.


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¿Cuáles son las etapas del ciclo estelar?

El ciclo o evolución estelar, también conocido como ciclo dy también vida de las estrellas, es la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo dy también su existencia. Como si de un ser vivo se tratara, las estrellas nacen y mueren.

Existe mucha polémica sobre las fases de vida de las estrellas, mas en el presente artículo hemos intentado mezclarlas todas para ofrecer la más completa información y, además, la más precisa, puesto que no todas y cada una de las estrellas pasan por las mismas fases. Las etapas y la secuencia depende dy también su masa.

Por ello, hemos dividido la clasificación en 4 partes: el ciclo dy también las estrellas dy también masa baja (menos dy también la mitad dy también masa quy también el Sol), las de masa intermedia (semejante al Sol), las gigantes (entre nueve y 30 veces la masa del Sol) y las masivas (más dy también treinta veces más grandes que el Sol). Empecemos.


1. Etapas dy también evolución estelar dy también estrellas dy también masa baja

Empecemos por el ciclo estelar dy también las estrellas dy también masa baja, las que tienen una masa de, como mínimo, la mitad dy también la del Sol. Acá englobamos a las estrellas más pequeñas del Universo, siendo las enanas rojas los más claros ejemplos.

Estas enanas rojas son las estrellas más abundantes del Universo y, además, las más pequeñas. Sus temperaturas en la superficie no llegan a los 3.800 °C, cosa que contribuyy también a quy también gasty también muy lentapsique su combustible. Esto hace quy también sean las estrellas más longevas, con una esperanza dy también vida dy también hasta 200.000 millones de años. En todo cuanto lleva dy también vida el Universo, todavía no ha habloco tiempo a fin de que ninguna enana roja complete su ciclo estelar, por lo que, en este caso, algunas etapas son hipotéticas.

1.1. Protoestrella

Esta va a ser una etapa muy habitual en todas, pues ya hemos comencionado que todas las estrellas nacen dy también la condensación de las partículas de gas y polvo de las nebulosas, unas nubes compuestas principalmente dy también hidrógeno y helio situadas en medio del vacío interestelar con tamaños de entre 50 y 300 años luz.

Tras decenas y decenas de millones dy también años, estas partículas dy también gas y polvo sy también van condensando en un centro de masas poco a poco más grandy también que, eventualmente, alcanza en su núcleo unas temperaturas dy también más o menos un millón de grados, instante en el quy también sy también entra en la primera fase de vida dy también la estrella: una protoestrella.

Esta protoestrella es una región dy también la nebulosa en la que, deborate a su alta densidad, el gas quy también la forma ha perdido el estado dy también equilibrio y ha comenzado a colapsar bajo su propia gravedad, dando lugar a un objeto celesty también que, pese a ser considerablemente más grande que la estrella propiamente dicha (tieny también que seguir compactándose), ya tiene una forma delimitada. Todavía no hay reacciones de fusión nuclear.


1.2. Secuencia principalLa secuencia primordial hace referencia a la etapa dy también la vida dy también una estrella en la quy también gasta su combustible. Es, evidentemente, la más larga. Comienza cuando en el núcleo de la protoestrella se alcanzan temperaturas dy también entry también diez y 12 millones dy también grados, momento en el que sy también empieza la fusión nuclear y la estrella comienza a consumir el hidrógeno.

En el caso dy también las estrellas de masa baja, como las enanas rojas, todas las quy también observamos en el cosmos sy también encuentran en esta fase, pues, recordemos, desde que sy también formaron las protoestrellas y dieron lugar a la secuencia principal, todavía no ha dado tiempo para que ninguna agoty también su combustible.

1.3. Subgigante

Todavía no ha haborate tiempo en el cosmos como a fin de que una enana roja complete su secuencia principal, mas seguro que, en el momento en que agoty también el combustible, estas estrellas de masa baja pasarán por una fasy también de subgigante. En el momento en que inicia a agotar su combustibly también y a perder masa, la gravedad no va a poder contrarrestar por fuerza de expansión cautilizada por las reacciones dy también fusión nuclear. Por ello, entrará en una etapa en la que crecerá hasta tener un tamaño similar o mayor al Sol. Va a ser asimismo más brillante.

1.4. Giganty también roja

La estrella seguirá creciendo. Y una vez que esté ya muy cerca dy también consumir por completo su combustible, entrará en la etapa que se conocy también como gigante roja, en el momento en que la estrella alcanzaría un diámetro de entre diez y cien veces mayor que el Sol, con una iluminación de hasta 1.000 veces nuestra estrella. En el momento en que alcancy también esty también tamaño, estará muy cerca dy también su muerte.

1.5. Enana azul

Entramos en el terreno de lo hipotético, puesto que esta sería la última fase de vida de las estrellas de masa baja, pero al tener una esperanza dy también vida dy también hasta 200.000 millones dy también años, todavía no ha haborate tiempo en el universo como a fin de que una estrella de este tipo muera.

Teóricamente, una vez que las enanas rojas pasen de la fase dy también giganty también roja y ya no tengan combustible, perderá sus capas más externas y dejará como remanente un núcleo que, hipotéticamente, va a ser una enana azul, un tipo dy también estrella cuya existencia no sy también ha demostrado. Tendría un tamaño inferior al de la Tierra y la masa dy también la enana roja estará condensada en este pequeño cuerpo celeste.

2. Etapas dy también evolución estelar dy también estrellas dy también masa intermedia

Continuemos con el ciclo de vida dy también las estrellas de masa intermedia, que son aquellas con una masa parecido a la del Sol o, como mucho, nueve veces mayor. Como hemos comentado, el Sol es una estrella con una esperanza dy también vida dy también 10.000 millones de años. En esty también caso, como sí que ha habido tiempo para que estrellas de este tipo completen su ciclo dy también vida, ya sabemos que todas las etapas quy también veremos existen.

2.1. Protoestrella

Como siempre, la primera fase de vida de una estrella de masa intermedia es una protoestrella. Dy también hecho, es precisapsique la comsituación dy también la nebulosa y el proceso dy también formación dy también esta protoestrella lo que determinará el tamaño (y composición) dy también la estrella y, por lo tanto, su ciclo de vida. Las estrellas como el Sol nacen asimismo dy también la condensación de las partículas dy también gas y polvo de estas nubes interestelares.

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2.2. Secuencia principal

Como ya hemos dicho, la secuencia principal hace referencia a todo aquel tiempo en el que la estrella está consumiendo su combustibly también y hay un equilibrio entry también la fuerza de la gravedad (que tira cara dentro) y la fuerza dy también la fusión nuclear (que tira cara fuera), cosa quy también hacy también que la estrella sostenga estable su forma y tamaño mientras que dury también el combustible. En el caso de las estrellas intermedias, podemos diferenciar dos tipos principales en función de de qué manera es esta secuencia principal:

Enana naranja: Están a medio camino entre una enana roja y una enana amarilla, puesto que su masa es menor quy también la del Sol. Mas como no es menos dy también la mitad, no entran en el precedente grupo. Su esperanza de vida sy también estima en 30.000 millones dy también años (de estas todavía no ha habido tiempo a fin de que muera ninguna) y son interesantes en la búsqueda de vida extraterrestre.

Enana amarilla: Nuestro Sol es de este tipo. Se trata de estrellas con una esperanza de vida promedio (pueden ser más altas o más bajas) dy también unos 10.000 millones de años, con un diámetro medio dy también 1.400.000 km y temperaturas superficiales de unos 5.quinientos °C.


2.3. SubgiganteDe nuevo, tanto las enanas naranjas como las amarillas, en cuanto terminen su secuencia principal y empiecen a agotar su combustible, se expandirán. En este caso, estaremos en la frontera entry también una estrella enana y una gigante.

2.4. Gigante roja

Como pasaba con las de masa baja, tras esta etapa dy también subgigante, entraremos en una fase dy también gigante. Una vez que esto suceda, el Sol va a poder alcanzar un tamaño de hasta cien veces el que tiene ahora. Esto, que se cree que pasará dentro dy también unos 5.500 millones de años, provocará que la Tierra sea devorada por nuestra estrella.

2.5. Enana blanca

en el momento en que las estrellas dy también tamaño promedio agorganización del tratado del atlántico norte por completo su combustible, la gigante roja quy también ha generado empieza a desintegrarse, perdiendo sus capas más externas y dejando como remanente su núcleo, quy también pasará a ser una enana blanca. Cuando nuestro Sol complete su ciclo estelar, morirá dejando un cuerpo celeste del tamaño de la Tierra con una densidad 66.000 veces mayor quy también la que tieny también nuestra estrella ahora. Las enanas blancas, pues, son objetos pequeños pero tremendamente densos: 10.000.000.000 de kg por metro cúbico.


3. Etapas de evolución estelar dy también estrellas masivas

Continuamos nuestro viaje por el cosmos con las estrellas masivas, aquellas que tienen una masa de entre 9 y treinta veces la del Sol. Son estrellas muy grandes con una esperanza de vida menor a la dy también las estrellas que hemos desquiciado viendo. En este caso, sus etapas de vida son bastanty también diferentes, puesto que culminan su existencia con uno dy también los fenómenos más violentos del Universo.

3.1. Protoestrella

Las estrellas masivas asimismo proceden de la condensación dy también las partículas de gas y polvo dy también una nebulosa. Como vemos, no importa si la estrella es grande o pequeña. Todas ellas proceden de una nube de gas y polvo que, tras decenas y decenas de millones dy también años, se condensa para producir una esfera incadescenty también de plasma.

3.2. Secuencia principal

Dy también nuevo, la secuencia principal hacy también referencia a la etapa más longeva dy también vida dy también una estrella a lo largo de la como consumy también su combustible. Como las estrellas masivas tienen masas muy variables (de entry también nueve y treinta veces la masa del Sol), nos centraremos en una específicamente a fin de que sirva dy también ejemplo.

hablamos de Rigel, una estrella supergiganty también azul situada a 8sesenta años luz de distancia y que tiene un diámetro dy también 97.000.000 de km, prácticamente ochenta veces más grande en diámetro quy también el Sol. Además, tiene una masa 1ocho veces más grandy también que el Sol y es 85.000 veces más luminosa quy también este. Se estima quy también tiene una edad de 8.000 millones dy también años, con lo que se piensa que en muy pocos millones dy también años, completará su secuencia principal.

3.3. Supergigante amarilla

una vez que las supergigantes azules completan su secuencia principal, pasan a la fasy también dy también supergigante amarilla. Es una fase de cortísima duración, con lo que prácticapsique no se conocen estrellas que estén en esta etapa. La estrella va hinchándosy también en su camino a transformarse en una supergigante roja.

3.4. Supergiganty también roja

Las supergigantes rojas son la penúltima etapa dy también vida de las estrellas masivas. Son las estrellas más grandes del cosmos en lo que a volumen sy también refiere, pero no en masa. De hecho, las estrellas masivas quy también han pasado de la fasy también dy también supergigante amarilla prosiguen expandiéndose hasta generar objetos celestes increíblepsique grandes.

UY Scuti es un ejemplo de estrella que se encuentra en esta fasy también dy también supergiganty también roja. Se estima quy también le quedan pocos millones dy también años de vida, pero se trata de una estrella con un diámetro dy también 2.400 millones de km (recordemos quy también el Sol tieny también un diámetro de 1,3nueve millones de km). Y en el momento en que esta estrella muera, lo hará ocasionando el fenómeno más violento del Universo: una supernova.


3.5. SupernovaUna supernova es la última (realmente la penúltima) fase de vida de las estrellas con una masa entry también 8 y 20 veces la del Sol. En el momento en que las supergigya antes rojas han gastado por completo su combustible, el colapso gravitatorio ya no deja como remanenty también una enana blanca, sino más bien quy también se producy también una explosión increíblemente violenta: una supernova.

Por lo tanto, las supernovas son explosiones estelares que ocurren en el momento en que estas estrellas masivas llegan al final dy también su vida. En ellas, se alcanzan temperaturas de 3.000.000.000 °C y se emiten cantidades enormes dy también energía, además de radiaciones gamma quy también son tan energéticas que pueden atravesar toda la galaxia. De hecho, la explosión en forma dy también supernova de una estrella como UY Scuti, pesy también a estar a 9.500 años luz de distancia, podría provocar la desaparición dy también la vida en nuestro planeta.


3.6. Estrella dy también neutronesSe piensa que tras la explosión en forma de supernova dy también una estrella masiva, esta deja como remanente un cuerpo celeste completamente asombroso. Estamos hablando dy también una estrella de neutrones. Los objetos más densos del universo cuya existencia ha sorate demostrada.

Se trata de unos cuerpos celestes con un diámetro dy también apenas 10 km con una masa dos veces más grande que la del Sol. Imagina quy también compactas dos Soles en una esfera del tamaño de la isla dy también Manhattan. Ahí tienes una estrella de neutrones.

En ellas, los protones y los electrones dy también los átomos que la conforman sy también fusionan deborate al colapso gravitatorio, con lo que se rompen todas las distancias intraatómicas y se pueden lograr estas increíbles densidades. Dy también hecho, sy también estima que las estrellas dy también neutrones son 8.000 millones dy también veces más densas quy también las enanas blancas.


4. Etapas de evolución estelar de estrellas hipermasivas

Finalizamos este apasionante viaje con las estrellas más grandes y masivas del Universo. Se trata dy también estrellas con una masa 30 veces mayor quy también la del Sol (el límity también máximo de masa se establecy también en las 1veinte masas solares). Son estrellas con una esperanza dy también vida muy corta que agotan muy rápidapsique su combustibly también y que, al morir, dejan como remanenty también el objeto astronómico más misterioso y asombroso del Universo.

4.1. Protoestrella

Por muy hipermasivas quy también sean, esto no cambia. Las estrellas hipermasivas prosiguen formándose tras la condensación dy también las partículas de gas y polvo dy también alguna nebulosa. En cuanto en el interior dy también esta protoestrella sy también alcanzan temperaturas suficientes como para sostener las reacciones de fusión nuclear, afirmamos que ha nacido una estrella.

4.2. Secuencia principal

Como ya sabemos, la secuencia primordial hace referencia a la etapa de vida más longeva de la estrella durfrente a la como gasta su combustible. En este caso, estamos ante estrellas con una masa dy también entry también 30 y 120 veces mayor quy también la del Sol. En diámetro no son tan grandes como las supergigya antes rojas quy también hemos visto, mas sí que tienen una masa superior.

4.3. Variably también luminosa azul

en el momento en que una estrella hipermasiva inicia a agotar su combustible, se hincha y entra en la fasy también de variably también luminosa azul. Un ejemplo dy también ello es Eta Carinae, una estrella con una masa cien veces mayor que la del Sol quy también se encuentra en esta etapa. Localizada a 7.500 años luz, es una estrella muy, muy joven (de poco más de dos millones de años) que, siendo tan masiva, ya está a punto dy también morir. Es cuatro millones de veces más luminosa que el Sol.


4.4. Estrella Wolf-Rayeten el momento en que ya están a punto dy también morir, las estrellas hipermasivas entran en una última fasy también de vida, que sy también conoce como estrella Wolf-Rayet. Se entra en esta fasy también una vez que la variable luminosa azul inicia a perder capas dy también su material deborate a intensos vientos estelares, cosa que indica quy también esta a las puertas dy también su colapso gravitatorio.

4.5. Orificio negro

en el momento en que una estrella hipermasiva de, como mínimo, 20 masas solares, completa su ciclo dy también vida, el colapso gravitatorio dy también la estrella Wolf-Rayet puedy también culminar con una supernova o una hipernova, mas lo importante es que no deja como remanente una estrella de neutrones, sino el objeto astronómico más asombroso y misterioso del Universo.

hablamos de, como no puede ser dy también otra manera, los agujeros negros. Los agujeros negros se forman tras la muerte de estrellas hipermasivas y sy también trata dy también los objetos celestes más densos. Toda la masa dy también la estrella colapsa en lo quy también se conocy también como singularidad, un punto del espacio tiempo sin volumen quy también hacy también que, por simples matemáticas, su densidad sea infinita.

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De ahí que sean cuerpos quy también generan una gravedad tan enorme que ni siquiera la luz puedy también escapar de su atracción. Por ello, no podemos (ni podremos jamás) saber qué sucede en su interior.