Imagen: En la mancha naranja-blanca en el centro de esta imagen hay 2 estrellas en formación activa. Ambas estrellas están enterradas profundamente en un disco de gas y polvo que impulsa su crecimiento. JWST Telescopio espacial James Webb de la NASA (dominio público).
Una estrella nace de una nebulosa, una inmensa masa de gas y polvo interestelar que ya son residuos de estrellas antiguas.
La principal hipótesis sobre la primera generación de estrellas es que se formaron a partir de un gas primordial compuesto principalmente de hidrógeno y helio, sin trazas significativas de elementos más pesados.
- La primera etapa en la vida de una estrella es el colapso gravitacional de la nebulosa, bajo la influencia de fuerzas o perturbaciones externas.
Las fuerzas o perturbaciones externas pueden ser ondas de choque de supernovas cercanas o llamaradas estelares. Estas perturbaciones también pueden provenir de interacciones gravitacionales con otras estrellas o de radiaciones ionizantes provenientes de estrellas vecinas.
Todos estos fenómenos conducen a la formación de un núcleo denso y crean áreas de concentración de materia, favoreciendo la formación de protoestrellas. Estos procesos, capaces de comprimir una nebulosa, provocan en última instancia un colapso gravitacional.
- A medida que la protoestrella colapsa sobre sí misma, la temperatura y la presión aumentan rápidamente. Este aumento es función del inverso del cuadrado del radio, aunque la relación específica depende de muchos otros factores complejos relacionados con la física estelar.
La temperatura de fusión del hidrógeno en el núcleo estelar, asociada a reacciones nucleares, debe alcanzar los 150 millones de grados centígrados para superar la barrera de Coulomb. Pero gracias al efecto túnel, las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno en helio comenzarán antes de alcanzar esta temperatura. Comenzarán alrededor de los 15 millones de grados.
El efecto túnel es un fenómeno cuántico bien conocido en la mecánica cuántica. Ocurre cuando las partículas atraviesan una barrera de energía clásicamente impenetrable.
Este es el comienzo de la fase de secuencia principal, donde la estrella genera una cantidad masiva de energía a través de la fusión nuclear.
- Con el tiempo, la estrella agota su hidrógeno, lo que provoca cambios en su estructura interna.
Para estrellas de tamaño mediano como el Sol, esto marca el comienzo de la expansión hacia una gigante roja.
A medida que el núcleo se contrae, la temperatura aumenta lo suficiente como para que el helio comience a fusionarse en elementos más pesados. Esto ocurre en una capa alrededor del núcleo.
A medida que el helio se fusiona en la capa, la energía liberada crea una presión significativa que hace que las capas externas de la estrella se hinchen. La envoltura exterior de la estrella se expande y se vuelve más fría, dándole a la estrella una apariencia rojiza.
Esta expansión se debe principalmente al aumento de la luminosidad de la estrella y a la presión generada por la fusión del helio en la capa. Durante esta fase, la estrella también puede perder una parte importante de su masa en forma de vientos estelares. Estos vientos estelares expulsan las capas exteriores de la estrella al espacio interestelar.
- La secuencia de reacciones de fusión depende de la masa de la estrella.
En el caso de estrellas más masivas, la fusión continúa con elementos más pesados. En esta fase se produce la fusión de hidrógeno (H) en helio (He) en el núcleo de la estrella. Luego helio (He) en carbono (C) y oxígeno (O), luego carbono (C) y oxígeno (O) en neón (Ne) y magnesio (Mg). Estrellas aún más masivas continúan fusionando elementos más pesados, produciendo silicio (Si) y azufre (S). Finalmente, la fusión del silicio (Si) produce hierro (fe). Este es un paso crucial porque la fusión del hierro no libera energía sino que la absorbe. Lo que significa que cuando el núcleo de una estrella alcanza una concentración significativa de hierro, la fusión cesa y la estrella ya no puede mantener la presión necesaria para contrarrestar la fuerza gravitacional.
- En el caso de estrellas aún más masivas, la acumulación de hierro en el núcleo provoca un repentino colapso gravitacional. Este colapso repentino desencadena una supernova, es decir, una explosión cataclísmica que libera una cantidad fenomenal de energía. Es esta colosal cantidad de energía la que permitirá la formación de elementos más pesados por captura de neutrones.
La captura de neutrones dará lugar a la creación de elementos más pesados que el hierro. Los núcleos de los átomos pueden capturar neutrones adicionales, formando isótopos inestables que luego se descompondrán en elementos más pesados. De esta manera se pueden formar elementos como el uranio, el platino, el oro y muchos otros.
A veces aparecen estrellas de neutrones o agujeros negros, dependiendo de la masa residual de la estrella original.
Todos los residuos de estrellas viejas así generados sembrarán el espacio interestelar.
Otras nebulosas de gas y polvo pueden colapsar bajo la influencia de fuerzas o perturbaciones externas, continuando así el ciclo de formación estelar.
En última instancia, el destino de una estrella depende de su masa, y cada etapa se rige por complejos procesos físicos relacionados con la gravedad, la presión, la temperatura y la fusión nuclear.
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