LAS ESTRELLAS
Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia.
Las estrellas se forman principalmente por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella.
El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca.
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio.
Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.
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Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.
EL SOL
El sol es una estrella pequeña que se fundó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones de años.
El Sol seguirá su evolución en la secuencia principal, consumiendo hidrógeno
y formando helio. En la Tierra
se seguirá recibiendo la radiación solar de forma prácticamente constante. Al
acabar esta fase, dentro de unos 5.000 millones de años (cuando el Sol vaya por la vuelta número 41 en su órbita galáctica)
comenzará a escasear el hidrógeno. Cuando se haya consumido casi todo, las
reacciones nucleares suministrarán cada vez menos energía, y en esta situación
las fuerzas gravitatorias vencen a la presión interna y sobreviene una
contracción de la estrella, alcanzando en su parte central una temperatura muy
alta. Ello produce un aumento de la radiación, y se origina así una paulatina
expansión de las capas externas de la estrella, empujadas hacia fuera por la
enorme presión de radiación. Así la estrella queda con su parte interna muy
densa y caliente, mientras su parte externa es poco densa y posee una
temperatura menor, con lo que el color de la estrella resulta rojo. La estrella
es una típica “gigante roja”. (La estrella Capella, que tan fácilmente
encontramos en el cielo nocturno, está en la fase de gigante roja; se encuentra
a 42 años de luz de nosotros).
La alta temperatura en la
zona central de la gigante roja permite aún nuevas reacciones nucleares entre
los núcleos de helio y de hidrógeno, con lo que en las fusiones se sintetizan
los núcleos de unos pocos elementos del principio de la tabla periódica, hasta
que finalmente cesa toda actividad nuclear. Al mismo tiempo, la presión de
radiación va expulsando la parte externa de la estrella, quedando al final del
proceso un astro sumamente comprimido sin actividad energética: una “enana
blanca”, que va perdiendo energía por radiación.
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