«En el momento de mayor oscuridad, la humanidad ve las estrellas». - Ralph Waldo Emerson

Mira hacia el cielo. Esos puntitos que brillan, o «que arden ferozmente» (una mejor descripción del fenómeno), han estado brillando durante cuatro mil quinientos millones de años. A lo largo de la historia de la humanidad, siempre han estado ahí, consumiéndose y dando vida a nuestro planeta.

Ahí es nada... 4,6 mil millones de años. Se trata de una cifra casi inimaginable. Sin embargo, los científicos calculan que el Sol se encuentra aproximadamente a la mitad de su ciclo de vida.

Después de otros cuatro mil millones de años, como hacen todas las estrellas, finalmente «morirá», pasando de ser una estrella de secuencia principal a una supernova o aquello que se conoce como nebulosa planetaria, aunque no estaremos vivos para ser testigos de dicho acontecimiento.

En este artículo, nos centraremos en la vida de una estrella, en las fuerzas que la conforman y lo que finalmente la destruye. Comentaremos aquello que las ayuda a mantener su forma y tamaño desde que se originan hasta que se destruyen.

Asimismo, profundizaremos en algunos conceptos con los que quizás estés familiarizado: gigante roja, estrellas de neutrones, agujeros negro, enanas blancas y supernovas.

De hecho, todos estos conceptos forman parte de la vida de una estrella.

Si te interesa, también puedes saber más sobre el campo de la astronomía y las diferencias existentes entre astronomía, astrofísica y cosmología.

Los mejores profesores de Física disponibles hoy
Luis angel
5
5 (34 opiniones)
Luis angel
$250
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Ingeniero noé
4.9
4.9 (65 opiniones)
Ingeniero noé
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Edgar
5
5 (36 opiniones)
Edgar
$135
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Erika
5
5 (17 opiniones)
Erika
$180
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
4.9
4.9 (14 opiniones)
Carlos
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Mario
4.9
4.9 (10 opiniones)
Mario
$150
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Karen
5
5 (19 opiniones)
Karen
$280
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
5
5 (18 opiniones)
Carlos
$140
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Luis angel
5
5 (34 opiniones)
Luis angel
$250
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Ingeniero noé
4.9
4.9 (65 opiniones)
Ingeniero noé
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Edgar
5
5 (36 opiniones)
Edgar
$135
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Erika
5
5 (17 opiniones)
Erika
$180
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
4.9
4.9 (14 opiniones)
Carlos
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Mario
4.9
4.9 (10 opiniones)
Mario
$150
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Karen
5
5 (19 opiniones)
Karen
$280
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
5
5 (18 opiniones)
Carlos
$140
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
¡Vamosa buscar!

¿Qué es una estrella?

La mayoría de nosotros sabemos qué es el Sol, al menos desde la distancia. Por otro lado, salvo que vivas en la ciudad más grande del mundo y nunca hayas mirado hacia arriba, seguramente también habrás visto muchas estrellas a lo largo de tu vida.

No obstante, llegados a este punto, ¿sabes qué es realmente una estrella? Aparte del hecho de que «centellea» y está en «el cielo».

Sol y estrellas.
El Sol se sitúa en el centro del Sistema Solar, que es donde se encuentra la Tierra.

Una estrella es un objeto gigante situado en el espacio, unido por fuerzas gravitacionales, que se distingue de un planeta por su luminosidad, o por el hecho de que produce luz.

He aquí la respuesta corta. Veamos la respuesta larga:

Una estrella es una bola de plasma y gas que irradia energía en forma de calor y luz. Esta radiación se debe a la fusión termonuclear de hidrógeno en helio que se produce en su núcleo.

Todo esto no sucedería si las estrellas no fueran tan grandes. No obstante, bajo la fuerza de la gravedad, y bajo todo tipo de fuerzas moleculares, los átomos se rompen, formando así nuevos elementos. Todo esto libera energía. Este proceso, al que denominamos fusión nuclear, es, dicho sea de paso, algo que esperamos replicar en la Tierra, debido a la gran cantidad de energía que produce.

Sin embargo, las estrellas no «arden» en la realidad, ni «están en llamas», ni cualquiera de esos términos que usamos para describirlas. Más bien, los procesos que les ocurren implica que el sol es mucho más caliente y tiene mucha más energía que cualquier fuego que hayamos visto.

Descúbrelo todo sobre el sistema solar.

¿Cómo se forma una estrella?

¿Por qué sucede todo esto? Una de las cosas más asombrosas de nuestro universo es que hay de todo en él. Como se planteó el filósofo Gottfried Wilhelm Leibniz en su tiempo: ¿cómo es que hay algo en lugar de nada? Esta pregunta viene que ni pintada cuando se trata de pensar que las estrellas reproducen las mismas condiciones que sustentan la vida.

Nebulosas

Imagina un espacio vacío, extremadamente frío, lleno de polvo y gases que son los restos de antiguos planetas y estrellas. La formación de estrellas comienza cuando, en dicho intenso frío, todo este polvo y gas interestelar comienza a agruparse lentamente. Los gases alcanzan densidades más altas en el frío, mientras que los átomos se unen.

Este es el primer paso en el ciclo de vida de las estrellas: las nebulosas planetarias, esas nubes moleculares que se desplazan por el universo.

Tan pronto como se alcanzan densidades más altas, las fuerzas gravitacionales se vuelven más fuertes, lo que implica que todos los gases y partículas de la nebulosa comienzan a unirse lentamente. Estas grandes nubes moleculares comienzan a chocar entre sí y, a medida que comienzan a moverse, el calor aumenta.

Con toda esta materia agrupada, el núcleo se convierte en lo que posteriormente será la estrella en sí, o incluso dos o tres estrellas conocidas como cúmulos estelares. Mientras tanto, diferentes partes de la nube pueden convertirse en planetas o simplemente permanecer como polvo en suspensión, como el que encontramos en nuestro sistema solar.

(Dicho sea de paso, todo esto requiere unos diez millones de años. En comparación, los humanos solo llevan existiendo doscientos mil años).

¿Quieres seguir indagando sobre algunos de los principales descubrimientos astronómicos?

Fenómenos astronómicos
Si tienes la posibilidad, estudia cómo es una nebulosa.
Los mejores profesores de Física disponibles hoy
Luis angel
5
5 (34 opiniones)
Luis angel
$250
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Ingeniero noé
4.9
4.9 (65 opiniones)
Ingeniero noé
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Edgar
5
5 (36 opiniones)
Edgar
$135
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Erika
5
5 (17 opiniones)
Erika
$180
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
4.9
4.9 (14 opiniones)
Carlos
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Mario
4.9
4.9 (10 opiniones)
Mario
$150
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Karen
5
5 (19 opiniones)
Karen
$280
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
5
5 (18 opiniones)
Carlos
$140
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Luis angel
5
5 (34 opiniones)
Luis angel
$250
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Ingeniero noé
4.9
4.9 (65 opiniones)
Ingeniero noé
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Edgar
5
5 (36 opiniones)
Edgar
$135
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Erika
5
5 (17 opiniones)
Erika
$180
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
4.9
4.9 (14 opiniones)
Carlos
$200
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Mario
4.9
4.9 (10 opiniones)
Mario
$150
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Karen
5
5 (19 opiniones)
Karen
$280
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
Carlos
5
5 (18 opiniones)
Carlos
$140
/hr.
Gift icon
¡1a clase gratis!
¡Vamosa buscar!

¿Cuáles son las siete etapas del ciclo de vida de una estrella?

Ya sabes se crean las estrellas, a partir de nubes de polvo y gas grandes y desordenadas que hay en el universo. Sin embargo, lo que crean estas nebulosas son solo la punta del iceberg de la estrella. Más bien, son «protoestrellas», es decir, el comienzo del ciclo de vida de las estrellas.

¿Te interesa el tema? Aprende más gracias a nuestras clases fisica.

Protoestrellas

Tras la fase inicial como nebulosa, el inicio de la evolución estelar reside en la protoestrella. Se trata de ese momento en el que la estrella todavía está creciendo, todavía está acumulando polvo y material de la nube que la formó.

La protoestrella comienza con solo el uno por ciento de la masa que tendrá en el futuro. No obstante, con toda la masa que «cae» debido a la gravedad del núcleo, se acumula con relativa rapidez.

Solo en ese momento en el que la fusión termonuclear comienza en el núcleo, la estrella deja de ser una protoestrella y se convierte en su lugar en una estrella de secuencia principal. En dicho momento, la masa de la estrella es estable, ya que produce un «viento estelar» que evita la caída de más masa.

La fase T-Tauri

A medida que soplan los vientos estelares, alejan las moléculas y los gases persistentes, dejando que la estrella recién formada gire rápidamente. Una rotación completa toma solo alrededor de 10-12 días; en comparación con la rotación del sol, que tarda un mes completo en ejecutar un giro completo.

En esta etapa de la vida de una estrella, la estrella sigue siendo joven; solo tiene unos 10.000 años. Su temperatura es demasiado baja; no genera suficiente calor para la fusión del hidrógeno, por lo que depende de su atracción gravitacional para contraerse.

Pasados unos 100 millones de años, la estrella concluirá su fase T-Tauri, avanzando hacia su fase de «secuencia principal».

Estrellas de secuencia principal

Las estrellas de secuencia principal se identifican por su color y brillo y por dónde encajan en el diagrama de Herzsprung-Russell (que veremos a continuación).

Ciclo estrella
¿Cuál son las fases de una estrella?

La mayoría de las estrellas del universo son estrellas de secuencia principal; el Sol también lo es.

En este punto de la vida de una estrella, ya ha logrado estabilidad: la presión del núcleo de la estrella debido al colapso gravitacional de sus capas externas se encuentra en equilibrio con su presión térmica interna. Este acto de equilibrio se denomina equilibrio hidrostático y es lo que da forma a las estrellas.

Esta etapa comprende aproximadamente el 90 % de la vida de una estrella, durante la cual fusionará continuamente hidrógeno y formará helio para alimentar su núcleo.

Las estrellas de secuencia principal también se denominan estrellas enanas por su tamaño relativamente pequeño y por su baja luminosidad.

Por cierto, la palabra «enana» se usa para designar estrellas pequeñas; además de las estrellas enanas que acabamos de explorar, encontramos estrellas enanas blancas y rojas, entre otras.

Las enanas marrones

Si las protoestrellas no se vuelven lo suficientemente grandes, y con eso nos referimos a alrededor del ocho por ciento del tamaño del Sol, en realidad no llegan a convertirse nunca en estrellas. Sin embargo, se convierten en enanas marrones, una especie de estrellas fallidas en las que no se produce la fusión termonuclear.

¿Cómo funciona el diagrama Herzsprung-Russel?

Qué son las estrellas
Este diagrama permite que los astrofísicos y astrónomos sean capaces de trazar el ciclo de vida de una estrella.

Antes de avanzar más por el ciclo evolutivo de las estrellas, debemos entender cómo es su crecimiento, evolución y desaparición, o, más específicamente, cómo se rastrean esos procesos.

  • Ejnar Herzsprung fue un químico/astrónomo danés que trabajaba en el Observatorio de Leiden.
  • Henry Norris Russell fue un astrónomo estadounidense que trabajó en el Observatorio de Cambridge y luego ocupó un puesto en el Observatorio de Princeton. Russell también es conocido por su colaboración con el físico canadiense-estadounidense Frederick Saunders, de cuya colaboración se obtuvo el acoplamiento Russell-Saunders, también conocido como acoplamiento L-S.

Se habían realizado estudios espectroscópicos fotográficos de estrellas a gran escala en el Observatorio de la Universidad de Harvard desde el siglo XIX. Estas representaciones a gran escala mostraron clasificaciones espectrales para miles de estrellas, una colección que se conoció posteriormente como el Catálogo Henry Draper.

Los astrónomos no tardaron mucho en notar el ancho de las líneas espectrales que mostraba el catálogo.

Herzsprung concluyó que aquellos con líneas más estrechas tenían «movimientos propios» más pequeños, que interpretó como mucho más brillantes que los espectros de líneas más anchas.

Independientemente del trabajo del científico danés, Russell trazó un diagrama de la magnitud aparente de las estrellas frente a tres emisiones de líneas de espectro estándar para revelar la temperatura aproximada de las estrellas.

Los diagramas de los dos astrónomos juntos se convirtieron en un diagrama de la luminosidad frente a la temperatura de las estrellas.

Hoy en día, el diagrama de Herzsprung-Russell continúa ayudando a los astrónomos a calcular la edad de una estrella y dónde se encuentra dentro del ciclo de vida de una estrella al trazar la relación entre la luminosidad y la temperatura.

Este diagrama se conoce con muchos otros nombres: el diagrama H-R, el diagrama HR o simplemente DHR (o HRD por sus siglas en inglés) y, al igual que hay varias denominaciones para estos diagramas, también existen varias formas pero todas siguen aproximadamente un diseño específico.

El eje horizontal muestra el «tipo» espectral de estrellas y los valores que indican el brillo o la magnitud visual en el eje vertical.

Por lo tanto, entendemos que las estrellas muy brillantes aparecerán hacia la esquina superior izquierda del diagrama, mientras que las estrellas más viejas y más tenues se situarán hacia el lado inferior derecho.

Una vez que tenemos una comprensión aproximada de cómo se rastrea la evolución de las estrellas, veamos qué sucede después de que cambien las estrellas enanas (estrellas de secuencia principal).

Las estrellas en el firmamento
Observa la belleza de la naturaleza y la astronomía.

¿Qué es una gigante roja?

Cuando una estrella se convierte en gigante roja, tiene un radio grande y una temperatura relativamente baja. Su atmósfera exterior está sustancialmente inflada y débil, incapaz de resistir la expansión del núcleo. Estas estrellas suelen ser muy grandes y muy brillantes.

Antes de explorar más sobre la vida de las estrellas, recapitulemos lo que hemos visto hasta ahora:

  • Las estrellas se forman a partir de nubes moleculares. Estas nubes se componen principalmente de hidrógeno y helio, pero también de otros elementos en cantidades mínimas.
  • La ciencia define estos elementos como cualquier otra cosa que no sea hidrógeno y helio; en otras palabras, cualquier cosa con un número atómico mayor que dos (2).
  • Estos oligoelementos se mezclan por igual en toda la estrella, en parte debido a la atracción gravitacional de la estrella y a su rotación.
  • Cuando el núcleo de la estrella alcanza una temperatura lo bastante alta como para comenzar la fusión del hidrógeno, se dice que ha alcanzado su fase de secuencia principal.

Esta fase dura mientras la estrella continúe transformando su hidrógeno en helio. Una vez que sus reservas de hidrógeno están casi agotadas, la incapacidad de la estrella para alimentar el proceso de fusión que evitaría el peso de sus capas externas pierde su equilibrio hidrostático.

El núcleo de la estrella comienza a contraerse por su propio peso, ayudado por la gravedad.

Contrariamente a lo que dice la intuición, la estrella no se contrae durante este proceso; más bien, pasa por una fase descrita como «el principio del espejo».

A medida que el núcleo de la estrella colapsa, crea espacio para dejar entrar más hidrógeno. Sin embargo, el núcleo es muy denso en este punto, por lo que el proceso de fusión comienza en la capa que rodea el núcleo. A medida que avanza, las capas externas aumentan de diámetro mientras que el núcleo, ahora bajo una tremenda presión externa, se contrae aún más.

Este proceso de enfriamiento y expansión simultáneos es lo que hace que las estrellas que se sitúan en esta etapa de su vida sean tan brillantes; aquí es cuando se convierten en estrellas subgigantes.

A medida que el proceso de fusión continúa en la superficie, empujando los bordes externos de la estrella hacia afuera, esos tramos externos se vuelven más fríos, lo que establece un proceso convectivo, que hace que el calor de fusión se dirija hacia adentro. La estrella deja de expandirse y se vuelve aún más brillante.

El lugar que ocupen estas gigantes rojas en el diagrama de Herzsprung-Russell, y lo que suceda en la siguiente etapa de su evolución dependerá de su masa.

Si no es demasiado grande, digamos aproximadamente el doble de la masa de nuestro sol, los electrones de su núcleo se degenerarán tanto que se evitará un colapso mayor. Sin embargo, el núcleo continuará calentándose hasta que se caliente lo suficiente como para fusionar el helio, un proceso conocido como flash de helio.

Vía Láctea en el Universo
Se sospecha que la Vía Láctea es una vasta población de enanas rojas

Las estrellas con núcleos más grandes se degenerarán más lentamente, pero alcanzarán temperaturas lo suficientemente altas como para fusionar el helio antes de que se complete la degeneración. Estas estrellas masivas no sufren destellos de helio; su quemadura es mucho más suave.

¿Todas las estrellas se convierten en una gigante roja?

Las estrellas con núcleos de masa más pequeña son totalmente convectivas, lo que implica que arderán posiblemente durante un billón de años.

Aumentan en temperatura y luminosidad al igual que lo hacen las estrellas más grandes, pero debido a que arden durante tanto tiempo, su temperatura solo aumenta en aproximadamente un 50 % y la luz que emiten solo aumenta en una proporción del 10 %.

Estas estrellas pueden calentarse más que nuestro sol, pero aún así nunca alcanzarán ese nivel de brillo, a pesar de que son más luminosas en esa etapa que cuando se originaron.

En el transcurso de miles de millones de años, su luz se atenuará y se volverán más frías, donde pasarán a ser «enanas blancas».

¿Qué ocurre después?

Entender las estrellas
¿Qué estrellas se pueden ver en el cielo?

Lo que ocurra después dependerá del tamaño y de la masa de la estrella.

Como acabamos de mencionar, la naturaleza y los procesos del ciclo de vida de una estrella dependen de la masa de la estrella en particular. Por lo tanto, es importante diferenciar dos flujos independientes.

Por un lado, están esas estrellas que tienen aproximadamente la masa del Sol; el sol tiene un tamaño bastante «normal» en lo que respecta a las estrellas. Luego están las que son mucho más grandes. Cuanto más grandes son las estrellas, más rápido se queman. Por lo tanto, mientras las estrellas del tamaño del Sol permanecen como estrellas de secuencia principal durante unos diez mil millones de años, una estrella masiva no llegará a vivir tanto tiempo.

Como ya hemos comentado, en torno al noventa por ciento de la vida de una estrella es como estrella de secuencia principal, en la que continuamente fusionará hidrógeno en helio. Cuando el hidrógeno de su núcleo se agote, el núcleo comenzará a colapsar y se calentará mucho más.

A medida que el núcleo aumenta de temperatura, empuja al resto de la estrella hacia afuera, lo que hace que sus bordes exteriores se enfríen.

Estrellas del tamaño del Sol

Las estrellas de tamaño más común son estrellas del tamaño del Sol. Después de unos diez mil millones de años, una vez que se han quedado sin hidrógeno, se convierten lentamente en enanas blancas.

Enanas blancas

Las enanas blancas son pequeñas cosas que han dejado perplejos a los científicos a pesar de su carácter común. Imagina la masa del Sol en todo el espacio de la tierra y tendrás una enana blanca. Extrañamente, son más densas cuanto más pequeñas son, lo que significa que las estrellas más grandes formarían las enanas blancas más pequeñas.

Se trata de una materia muy densa que evita colapsar aún más debido a la actividad de los electrones. Sin embargo, sin forma de producir energía, no hay nada que los mantenga unido su contenido. Al enfriarse gradualmente, simplemente tienden a desvanecerse.

Enanas rojas

Estas estrellas son las más pequeñas y frías de todas. También son las estrellas más comunes de nuestra galaxia. Son muy difíciles de ver porque no son muy brillantes, pero el caso de Proxima Centauri nos puede servir para hacernos una idea ya que se sitúa muy cerca de nuestro Sol.

Lo mismo ocurre con otras 50 enanas similares.

A simple vista, no se pueden ver, pero algunos astrónomos sospechan que las tres cuartas partes de la Vía Láctea están formadas por enanas rojas.

Las estrellas enanas rojas y marrones, especialmente las enanas marrones masivas con propiedades metálicas bajas, comparten algunas características, como rangos de temperatura y tipos espectrales. Esta amalgama de denominaciones no es casualidad, ya que el término «enana roja» es un nombre que se utiliza en general para las estrellas que no tienen una clasificación clara y obvia.

En su primer uso, la etiqueta de «enana roja» se utilizó para distinguir entre «enanas azules» calientes y brillantes y aquellas estrellas que son sustancialmente más frías y menos luminosas. Definir las estrellas de esa manera es una forma vaga de hacer las cosas en un campo tan disciplinado pero, cuando se trata de enanas rojas, la vaguedad persiste hasta el día de hoy.

Fenómenos astronómicos
Esta fue la primera fotografía que se obtuvo de un agujero negro.

Estrellas masivas

Las estrellas masivas tienen un final diferente reservado exclusivamente para ellas.

Si una estrella es aproximadamente ocho veces más grande que el Sol, si vida terminará en una explosión masiva conocida como supernova.

Recuerda que cuanto más grande es la estrella, más rápido se quema a través del hidrógeno. Cuando se les acaba el hidrógeno, producen hierro como resultado de una serie de reacciones químicas. Cuando eso sucede, el núcleo colapsa en cuestión de segundos de cinco mil millas de ancho a solo doce.

Alcanza una temperatura de cien mil millones de grados y la supernova se vuelve más brillante que toda una galaxia.

¿En qué consiste un agujero negro?

Las estrellas particularmente densas producen uno de los fenómenos más fascinantes del universo cuando mueren: se convierten en agujeros negros.

En lugar de explotar hacia afuera, estas estrellas implosionan, colapsando sobre sí mismas para formar un objeto tan denso que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él.

Estos «agujeros» atraen todo lo que los rodea hacia sí mismos mientras emiten enormes cantidades de radiación. El límite que marca los agujeros negros se denomina «horizonte de sucesos».

El mayor astrofísico de nuestro tiempo, Stephen Hawking, no fue inmune a la atracción de los agujeros negros. Ya en 1974, postuló que los efectos cuánticos cerca de un horizonte de agujero negro deben emitir radiación, lo que hoy identificamos como radiación de Hawking.

Aunque los astrofísicos de hoy en día especulan, algunos dedican toda su carrera al estudio de este fenómeno, la hipótesis no es para nueva. Ya en el siglo XVIII, las mentes más prodigiosas tuvieron que lidiar con la posibilidad de objetos cuyos campos gravitacionales eran demasiado fuertes para permitir que la luz se escapase.

El postulado mereció diversos grados de atención desde entonces hasta 1967, cuando la astrofísica Jocelyn Bell Burnell descubrió estrellas de neutrones, núcleos colapsados ​​de estrellas supergigantes. De repente, cuerpos celestes sumamente densos colapsados ​​gravitacionalmente se trasladaron del reino de lo posible a la realidad más probable.

Descubrimientos como estos nos llevan a plantearnos preguntas más profundas como: ¿hay vida en el universo?

>

La plataforma que conecta profesores particulares con alumnos

1ª clase gratis

¿Te gustó este artículo? ¡Califícalo!

5.00 (1 califícalo(s))
Cargando…

Valeria Superprof

Superprofe, comunicóloga y apasionada del estilo de vida.