El Universo Formación de los diferentes tipos de Estrellas "El secreto"

¿cómo se forman las estrellas?.

Una estrella nace cuando una nube
llamada “nebulosa” formada por partículas de polvo y gran cantidad de
gas relativamente frío, principalmente hidrógeno (H), comienza a
colapsar (es decir, contraerse o disminuir intensamente) sobre sí mismo
debido a la atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos
empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencias y a
mayores velocidades: el gas se calienta y con el tiempo estará tan
caliente(1.000.000C) que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no
saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio (He). Estas
reacciones nucleares junto con otras menos importantes, es lo que se
conoce como nucleosíntesis estelar.

El calor desprendido por la
reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de
hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también
aumenta la presión del gas hasta que ésta es suficiente para equilibrar
la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse.
La estrella
se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo
su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la
temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la
fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la
estrella se haga mucho más pequeña y, por tanto, más densa.
Las
estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo periodo, con
el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción
gravitatorias. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo el
hidrógeno y los otros combustibles nucleares(Litio (Li) y otros
materiales ligeros que forman el cuerpo de la estrella.

Paradójicamente,
cuanto más combustible posee una estrella, más pronto se le acaba. Esto
se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene que
estar para contrarrestar la atracción gravitatoria, y, cuanto más
caliente está, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro Sol, por
ejemplo, ha vivido ya unos 5.000 millones de años y tiene probablemente
suficiente combustible para otros tantos más aproximadamente. Entonces
crecerá para hacerse una estrella del tipo gigante roja. Más tarde, en
la una etapa avanzada de la vida del sol, echará sus capas exteriores.
El núcleo restante se colapsará para hacerse un objeto llamado enana
blanca que lentamente se difuminará. El sol se convertirá en su última
fase, en un objeto débil y frío a veces llamado enana negra.

Las
estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan sólo 100
millones de años, mucho menos que la edad del Universo. Cuando una
estrella se queda sin combustible, -¡¡ningún combustible dura para
siempre!!- empieza a enfriase y por lo tanto a contraerse, debido a la
atracción gravitatoria. Cuando las estrellas están a punto de morir,
cambian mucho y de forma espectacular.

La desaparición estelar
más extravagante de todas es la supernova por colapso de núcleo, uno de
los fenómenos más energéticos del universo. La mayoría de las estrellas,
las verdaderamente masivas, empiezan consumiendo hidrógeno y creando
helio. Se alimentan con energía nuclear, pero no fisión, sino, fusión.
cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se funden en un núcleo de helio a
temperaturas extraordinariamente altas y esto genera calor. Cuando las
estrellas se quedan sin hidrógeno sus núcleos se contraen, lo que eleva
la temperatura lo suficiente para que puedan empezar a fusionar helio en
carbono(C). Las estrellas que son más de diez veces mayores que la del
Sol tras consumir carbono pasan al oxígeno(O), luego al neón(Ne), al
silicio(Si) y finalmente forman un núcleo de hierro(Fe).
Se llega al
final del camino cuando la fusión del silicio produce hierro, cuyo
núcleo es el más estable de todos los elementos de la tabla periódica.
La fusión del hierro para producir núcleos todavía más pesados no genera
energía, sino que la consume, por lo que el horno de producción de
energia se detiene aquí. El núcleo crece rápidamente a medida que la
estrella produce cada vez más hierro.

Cuando el núcleo alcanza
aproximadamente 1.44 masas solares, llega a una especie de límite
mágico, conocido como límite de Chandrasekhar. El límite de
Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella fría estable.
Estas estrellas frías estables son las denominadas enanas blancas. El
90% de las estrellas son enanas blancas o rojas.