La Vida de las Estrellas

Fases de la Vida de una Estrella.

Como nosotros, las estrellas estás enmarcadas en una serie de etapas, las cuales van desde su nacimiento hasta muerte (que no es más que el comienzo de una nueva etapa). La duración e intensidad de estas etapas varían en gran medida dependiendo de las características de cada una de ellas y se pueden dividir en cuatro fases:

1. Presecuencia Principal (Primera Fase Evolutiva).

Durante esta fase, la estrella se encuentra en creación. Es el momento en que el polvo y gas molecular de una nebulosa estelar colapsa por acción de su atracción gravitacional, incrementando su densidad y su temperatura. Al condensarse la materia en torno a un núcleo, la fusión del hidrogeno inicia convirtiendo parte o partes de la nebulosa estelar en una Protoestrella. En ese momento, la masa acaba por formar en su núcleo una esfera de gas contrayéndose con mayor velocidad que el resto de la nube. Posteriormente, la Protoestrella inicia su proceso de expulsión del gas y polvo restante a través de los vientos solares que origina. Es en este momento cuando la Protoestrella evoluciona en una estrella T Tauri.

2. Secuencia Principal (Combustión de Hidrógeno en su Núcleo).

El tamaño de la estrella conformada dependerá en gran medida de la masa que la conforme.  En esta segunda fase, la estrella inicia su proceso de combustión de hidrogeno en su núcleo.

3. Etapas Finales (Extinción de Reservas de Hidrógeno).

4. Remanentes.

Vida de una Estrella según su tipo.

Las estrellas en etapa madura podrían dividirse en los siguientes subgrupos:

1. Subeneana Ultrafría (0,013MS; 600°C):

Presentan muy bajas temperaturas y escasas concentraciones de elementos distintos al hidrógeno y helio.

2. Enana Marrón (0,013-0,08MS; 2.000°C):

Su masa es demasiado pequeña para poder desarrollar procesos de fusión estables. Debido a lo anterior, estas estrellas tienden a apagarse pronto.

3. Enana Roja (0,08-0,5MS; 3.200°C):

Conforman la gran mayoría de las estrellas del Universo. Un ejemplo de este tipo de estrellas es Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sistema Solar. Pueden llegar a tener una masa cercana al 50% de la masa del Sol. Poseen una temperatura interior bastante baja, por lo cual liberan su energía a un ritmo lento. Al agotar sus reservas de hidrogeno y helio, esta estrella tiende a convertirse en una Enana Azul. Este tipo de estrellas se encuentran en una etapa de evolución teórica, ya que para llegar a la misma se requiere gran cantidad de tiempo. Al cabo de consumir la totalidad del hidrógeno en su núcleo, la estrella continúa con su etapa final, transformándose en lo que se conoce como una Enana Blanca de helio. Finalmente, dicha estrella culmina en su fase de remanente cósmico en forma supernova tipo 1a (si esta se fusiona con otra estrella) o enana negra (si esta no posee pareja). Para que una enana blanca se transforme en enana negra, es necesario un periodo cercano a 73.000 veces la edad del sistema solar. Por tal motivo, al igual que la Enana Azul, es considerado un objeto hipotético que solo podría ser localizado por sus efectos gravitacionales.

 4. Enana Naranja (0,5-0,8MS; 5.000°C):

Su estabilidad es elevada (entre 15.000 a 30.000 millones de años), por ende, la probabilidad de contener sistemas planetarios con vida es bastante elevada. También denominadas estrellas tipo K de la Secuencia Principal, son 3 a 4 veces más abundantes que las estrellas tipo G (como el Sol). Como ejemplos de estas estrellas se tiene a a Centauri B, 61 Cygni A y B y h Cassiopeiae B. Durante su fase de secuencia principal y a medida que consume su hidrógeno, la Enana Naranja incrementa su tamaño y luminosidad hasta convertirse en una estrella Subgigante. Debido a la reducción interna de hidrógeno, la estrella inicia un proceso de inestabilidad interna, incrementando su temperatura en el núcleo y reduciéndola en la superficie, tomando un color rojizo y aumentando su tamaño hasta convertirse en una Gigante Roja. Al continuar el colapso interno de la estrella, sus capas más externas terminan siendo expulsadas al espacio en forma de gas ionizado y plasma, transformándose en una Nebulosa Planetaria, para que finalmente se convierta en una Enana Blanca de carbón y oxígeno. Esta última, como la gran mayoría de las estrellas, comparte el mismo destino que la Enana Blanca de helio.

5. Enana Amarilla (0,8-9,0MS; 6.500°C):

En este grupo se encuentra el Sol. Poseen un periodo de estabilidad similar a los 8.500 Millones de años. Su transformación durante la Secuencia Principal dependerá de su masa. Estrellas como el Sol, tienden a tener un destino igual al de una Enana Naranja, mientras que estrellas con masa superiores tienden a constituirse en Supergigantes Amarillas. Estas últimas al agotar el hidrogeno, comienzan a fusionar el helio en su interior, desestabilizando el equilibrio del astro y creando elementos más densos, hasta sufrir un proceso similar al de la Gigante Roja, pero con proporciones mucho mayores. Es así como surge la especie estelar más grande del cosmos conocido: la Gigante Roja. Actualmente se conocen algunas estrellas de este tipo, siendo las más brillantes Betelgeuse en la constelación de Orión y Antares en la constelación de Escorpión. Dependiendo de la masa de la estrella progenitora, pueden explotar directamente como una Supernova (masa cercana a las 20MS) o hacerlo pasando tras una fuerte pérdida de masa de nuevo como una gigante azul (fase conocida como de Variable luminosa azul, en la cual incurren las estrellas con masas inferiores a 20MS) o incluso como una estrella de Wolf-Rayet (estrellas con masas superiores a las 20MS). Posterior a la Supernova, su remanente podría llegar a ser un Agujero Negro si el núcleo sobrante de la Supernova mantiene una masa superior a las 3MS. Los Agujeros Negros generan un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. En caso de que el núcleo residual de la Supernova no supere las 3MS, la fase remanente concluirá con una Estrella de Neutrones o Pulsar

6. Estrella Azul (9.0-20.0MS; 20.000°C):

Con una luminosidad 20.000 veces mayor al Sol, son estrellas con un periodo de estabilidad relativamente bajo. Su desarrollo dentro de la fase de Secuencia Principal se desarrolla de una manera similar al de una Enana Amarilla pero de mayores proporciones.

7. Supergigante Azul (20.0-120.0MS; 50.000°C):

Debido a su gran masa, las temperaturas en su interior son extremadamente elevadas. Por tal motivo, poseen un periodo de duración comprendido entre los 10 y los 100 millones de años. En caso de contar con una masa inferior a los 45MS, su desarrollo será similar al de una estrella azul. En caso de poseer una masa superior a los 45MS, esta se transformará en la más luminosa de las estrellas conocidas: la Variable Luminosa Azul. Debido a la violenta expulsión de sus capas externas y sus fuertes vientos solares, esta se reduce de manera rápida hasta alcanzar unos 22 a 37MS y constituyéndose en una estrella Wolf-Rayet. Su colapso culmina en una Supernova II como Etapa Final, para que luego de esto se genere un Hoyo Negro o una estrella de Neutrones como astros remanentes.