Una estrella nace cuando una nube de gas y polvo interestelar se condensa o aglutina gradualmente por efecto de la atracción gravitatoria. Generalmente más del 90% de la masa es hidrógeno y helio. Al inicio el choque y rozamiento de las partículas y moléculas aumenta la temperatura y la presión del gas hasta que empieza a brillar en forma tenue como brilla un metal al calentarse.
No habiendo quien contenga a la atracción gravitatoria, la masa de gas y polvo se va condensando cada vez más mientras eleva su temperatura y presión. Al llegar a los 1,500º centígrados las moléculas se disocian en átomos por el calor y la mayoría de las partículas están vaporizadas. La temperatura y presión continúan elevándose hasta que a los 10,000º C la energía con la que los átomos de hidrógeno chocan entre sí hace que el electrón de su átomo quede libre, separado de su núcleo. Esto es lo que se llama la
ionización del hidrógeno. Al llegar a los 100,000º prácticamente todo el gas, incluido el hidrógeno y el helio, están ionizados. La gran nube de gas y polvo es ahora una proto-estrella cuyo brillo proviene principalmente del efecto térmico que producen los rozamientos y choques entre los átomos. La ionización del gas retrasa la contracción de la estrella porque la energía producida por los choques se contrapone a la atracción gravitatoria. Este es un estado llamado de "equilibrio hidrostático". Pero la contracción no se detiene. Después de muchos miles ó millones de años la energía térmica se va disipando y la atracción gravitatoria retoma gradualmente su papel en la contracción. Poco a poco la contracción en el centro se hace tan grande que los átomos que chocan entre sí funden sus núcleos en una reacción nuclear que genera enorme cantidad de energía convirtiendo a la protoestrella en una verdadera estrella alimentada por el combustible nuclear. La energía nuclear nuevamente detiene la contracción al contraponerse a la atracción gravitatoria, manteniendo un equilibrio que dura desde millones hasta miles de millones de años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta etapa de la vida de la estrella se llama Fase de la Secuencia Principal y es la de mayor duración y por tanto el estado "normal" de las estrellas que vemos en el cielo. La Fase de la Secuencia Principal termina cuando el hidrógeno del centro de la estrella se agota porque las reacciones nucleares lo han convertido en helio. Entonces las reacciones nucleares del hidrógeno continúan en las capas exteriores de la estrella rodeando el centro formado por helio, el cual aún no reacciona porque requiere de una mayor temperatura y una mayor presión que la que necesitó el hidrógeno. Esto produce gradualmente la expansión de las capas exteriores de la estrella convirtiéndose en una gigante roja, estrellas de diámetro gigantesco pero de temperatura relativamente baja en su exterior. Tarde o temprano el hidrógeno se irá consumiendo y convirtiendo en helio, aumentando la presión contra el centro y elevando su temperatura hasta alcanzar los 100 millones de grados necesarios para que los átomos de helio reaccion nuclearmente entre sí convirtiéndose en átomos de carbono. Estas reacciones son bastante rápidas y debido a que las capas intermedias de la estrella, aún consumiendo hidrógeno, son bastante opacas, la temperatura central de la estrella se eleva rápidamente hasta que, llegado cierto límite de temperatura, las capas intermedias se expanden violentamente en lo que se llama un
destello de helio, que puede provocar la expulsión de capas exteriores de la estrella pero que no la destruyen. Esta inestabilidad es la que produce las burbujas de gas llamadas
nebulosas planetarias y pueden repetirse en la vida de la estrella.
Mientras tanto el helio sigue convirtiéndose en carbón. Con las capas más interiores con mayor presión y temperatura, el carbón se convierte en oxígeno, luego en nitrógeno, y así sucesivamente hasta llegar al hierro, en capas que dan la apariencia de una cebolla. En las estrellas cuya masa es menor que 3 veces la masa del Sol, la temperatura nunca llega a ser lo suficiente como para que el carbón de su núcleo inicie su conversión en elementos más pesados y así el destino de la estrella es terminar su vida como una estrella
enana blanca. En estrellas de mayor masa, la conversión del carbón ó del oxígeno ocurre en la forma de
destellos de carbón ó
destellos de oxígeno, los cuales son tan poderosos comparados con el
destello de helio que la estrella puede explotar como una
supernova con la probabilidad de destruir completamente la estrella. Cuando la estrella tiene una masa mayor que 15 veces la masa del Sol, la enorme masa y presión de las capas intermedias puede absorber los
destellos y permitir que los elementos continúen su conversión nuclear hasta llegar al hierro. En estas estrellas hay un precario equilibrio de capas de silicio reaccionando fuera del núcleo de hierro y dentro de una capa de oxígeno, la que a su vez reacciona dentro de una capa de oxígeno, dentro de otra capa de carbón, dentro de otra de helio, dentro de otra de hidrógeno. Estas capas se forman en muy poco tiempo (semanas?) provocando el colapso del núcleo en una fracción de segundo, cuando la energía de los
destellos no puede contener la fuerza gravitatoria.
El colapso produce una explosión gigantesca que expulsa las capas exteriores de la estrella convertida en
supernova y dejando el nucleo central colapsado en un amasijo de electrones, protones y neutrones, tan compactado por la atracción gravitatoria en un volumen tan reducido que los electrones y protones se combinan entre sí para producir neutrones. Al final, la masa central que queda, conteniendo únicamente neutrones, es lo que se denomina una
estrella de neutrones ó
pulsar, una estrella tan compacta y densa que puede contener toda la masa del Sol en un volumen tan reducido como una montaña (Una cucharadita de la masa de un pulsar puede pesar 60 millones de kilos). Si la masa del núcleo fuera lo suficientemente grande, probablemente se formará un
Hueco Negro. [Ene 2000]
No habiendo quien contenga a la atracción gravitatoria, la masa de gas y polvo se va condensando cada vez más mientras eleva su temperatura y presión. Al llegar a los 1,500º centígrados las moléculas se disocian en átomos por el calor y la mayoría de las partículas están vaporizadas. La temperatura y presión continúan elevándose hasta que a los 10,000º C la energía con la que los átomos de hidrógeno chocan entre sí hace que el electrón de su átomo quede libre, separado de su núcleo. Esto es lo que se llama la ionización del hidrógeno. Al llegar a los 100,000º prácticamente todo el gas, incluido el hidrógeno y el helio, están ionizados. La gran nube de gas y polvo es ahora una proto-estrella cuyo brillo proviene principalmente del efecto térmico que producen los rozamientos y choques entre los átomos. La ionización del gas retrasa la contracción de la estrella porque la energía producida por los choques se contrapone a la atracción gravitatoria. Este es un estado llamado de "equilibrio hidrostático". Pero la contracción no se detiene. Después de muchos miles ó millones de años la energía térmica se va disipando y la atracción gravitatoria retoma gradualmente su papel en la contracción. Poco a poco la contracción en el centro se hace tan grande que los átomos que chocan entre sí funden sus núcleos en una reacción nuclear que genera enorme cantidad de energía convirtiendo a la protoestrella en una verdadera estrella alimentada por el combustible nuclear. La energía nuclear nuevamente detiene la contracción al contraponerse a la atracción gravitatoria, manteniendo un equilibrio que dura desde millones hasta miles de millones de años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta etapa de la vida de la estrella se llama Fase de la Secuencia Principal y es la de mayor duración y por tanto el estado "normal" de las estrellas que vemos en el cielo. La Fase de la Secuencia Principal termina cuando el hidrógeno del centro de la estrella se agota porque las reacciones nucleares lo han convertido en helio. Entonces las reacciones nucleares del hidrógeno continúan en las capas exteriores de la estrella rodeando el centro formado por helio, el cual aún no reacciona porque requiere de una mayor temperatura y una mayor presión que la que necesitó el hidrógeno. Esto produce gradualmente la expansión de las capas exteriores de la estrella convirtiéndose en una gigante roja, estrellas de diámetro gigantesco pero de temperatura relativamente baja en su exterior. Tarde o temprano el hidrógeno se irá consumiendo y convirtiendo en helio, aumentando la presión contra el centro y elevando su temperatura hasta alcanzar los 100 millones de grados necesarios para que los átomos de helio reaccion nuclearmente entre sí convirtiéndose en átomos de carbono. Estas reacciones son bastante rápidas y debido a que las capas intermedias de la estrella, aún consumiendo hidrógeno, son bastante opacas, la temperatura central de la estrella se eleva rápidamente hasta que, llegado cierto límite de temperatura, las capas intermedias se expanden violentamente en lo que se llama un destello de helio, que puede provocar la expulsión de capas exteriores de la estrella pero que no la destruyen. Esta inestabilidad es la que produce las burbujas de gas llamadas nebulosas planetarias y pueden repetirse en la vida de la estrella.
Mientras tanto el helio sigue convirtiéndose en carbón. Con las capas más interiores con mayor presión y temperatura, el carbón se convierte en oxígeno, luego en nitrógeno, y así sucesivamente hasta llegar al hierro, en capas que dan la apariencia de una cebolla. En las estrellas cuya masa es menor que 3 veces la masa del Sol, la temperatura nunca llega a ser lo suficiente como para que el carbón de su núcleo inicie su conversión en elementos más pesados y así el destino de la estrella es terminar su vida como una estrella enana blanca. En estrellas de mayor masa, la conversión del carbón ó del oxígeno ocurre en la forma de destellos de carbón ó destellos de oxígeno, los cuales son tan poderosos comparados con el destello de helio que la estrella puede explotar como una supernova con la probabilidad de destruir completamente la estrella. Cuando la estrella tiene una masa mayor que 15 veces la masa del Sol, la enorme masa y presión de las capas intermedias puede absorber los destellos y permitir que los elementos continúen su conversión nuclear hasta llegar al hierro. En estas estrellas hay un precario equilibrio de capas de silicio reaccionando fuera del núcleo de hierro y dentro de una capa de oxígeno, la que a su vez reacciona dentro de una capa de oxígeno, dentro de otra capa de carbón, dentro de otra de helio, dentro de otra de hidrógeno. Estas capas se forman en muy poco tiempo (semanas?) provocando el colapso del núcleo en una fracción de segundo, cuando la energía de los destellos no puede contener la fuerza gravitatoria.
El colapso produce una explosión gigantesca que expulsa las capas exteriores de la estrella convertida en supernova y dejando el nucleo central colapsado en un amasijo de electrones, protones y neutrones, tan compactado por la atracción gravitatoria en un volumen tan reducido que los electrones y protones se combinan entre sí para producir neutrones. Al final, la masa central que queda, conteniendo únicamente neutrones, es lo que se denomina una estrella de neutrones ó pulsar, una estrella tan compacta y densa que puede contener toda la masa del Sol en un volumen tan reducido como una montaña (Una cucharadita de la masa de un pulsar puede pesar 60 millones de kilos). Si la masa del núcleo fuera lo suficientemente grande, probablemente se formará un Hueco Negro. [Ene 2000]
