La evolución estelar

Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.

Aunque pueda parecernos que las estrellas del cielo son estables y permanentes, viven sólo durante un intervalo temporal definido, a veces durante millones de años, en el cual evolucionan de forma lenta pero segura, desde el nacimiento hasta la muerte.

Las estrellas son esferas muy grandes de hidrógeno y helio, además de otras cantidades pequeñas de otros elementos gaseosos. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía, en forma de luz y calor principalmente. Las estrellas pequeñas gastan su materia lentamente y duran más que las grandes, que la agotan muy rápido.

No hay dos estrellas iguales, son diferentes en luminosidad, temperatura superficial y masa.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

Formación de una estrella

Imaginémonos una nube muy densa de polvo e hidrógeno en el espacio a la deriva. Debido a irregularidades gravitatorias de la galaxia, la nube comienza a sufrir perturbaciones y se vuelve más densa en algunos lugares. Comienza a fragmentarse y colapsarse por su propia gravedad.

Algunos fragmentos desarrollan un núcleo caliente conocido como protoestrella.

Cuanto más se contrae la protoestrella, más caliente se va haciendo, hasta que en su centro comienza a desencadenar reacciones de fusión nuclear.

En este momento, la presión de la radiación detiene el colapso y comienza la vida de la estrella.

La vida de una estrella

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000ºC. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Esta imagen compuesta compara las vistas de luz visible con una vista infrarroja desde el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA de la brillante Nebulosa Trífida, una nube gigante de gas y polvo que se encuentra a una distancia de 5,400 años luz en la constelación de Sagitario.

Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

De estrella a agujero negro

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas blancas.