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Figura 1. Región de formación estelar cercana llamada NGC 3324 en la Nebulosa Carina.
Créditos: NASA, ESA, CSA y STScI.

Las estrellas son objetos que han sido romantizados a lo largo de la historia; sin embargo, están muy lejos de ser aquello que la literatura romántica describe. Si bien, una forma poética, más adecuada de ver las estrellas, es como objetos caóticos, extremos y agresivos. No todas las estrellas son iguales, el periodo de formación, ciclo de vida y destino final depende de la masa con la que nacen. Sin embargo, su nacimiento y muerte son básicamente el mismo proceso para todas y cada una de ellas: naciendo en condiciones extremas y muriendo de manera muy violenta. 

La formación de una estrella comienza con una nube de polvo cósmico y gas de hidrógeno, también conocida como nebulosa (Figura 1), contrayéndose bajo su propia gravedad. Es decir, el material interestelar se comienza a acumular en una misma zona de la nube. Esta es la primera etapa de la formación y se le conoce como proceso de acreción. Debido a las altas densidades, la nebulosa entra en la segunda etapa de formación, formando una o más esferas llamadas protoestrellas (Figura 2).

Estas también seguirán contrayéndose bajo la influencia de su propia gravedad, y dependiendo de su masa, la etapa puede durar unos 100 mil años. Dada la continua compresión, las partículas que conforman la protoestrella comienzan a colisionar entre sí, aumentando su energía cinética térmica. El proceso de contracción y aumento de energía térmica generan un aumento en la temperatura del polvo cósmico e hidrógeno, subiendo a unos cuantos miles de grados Kelvin. Como resultado, el átomo de hidrógeno comienza a ionizarse generando un plasma

Figura 2. Ilustración de una protoestrella. Créditos : NASA/CXC/M.Weiss.

En esta etapa de formación la estrella aún no existe como tal. Para dar paso al nacimiento de la estrella, existen dos condiciones importantes. Primero, la protoestrella debe alcanzar (o exceder) una masa mínima de 0.08 masas solares. Segundo, la temperatura en el centro de la protoestrella debe llegar a los 10 millones de Kelvins para poder iniciar las reacciones termonucleares. Cuando la protoestrella comienza a quemar hidrógeno en el centro mediante fusión nuclear, entra en la fase de secuencia principal, dando paso al nacimiento de la estrella. Cuando el valor mínimo de masa no se alcanza, la protoestrella tampoco alcanzará la temperatura necesaria para generar fusión nuclear, y en su lugar dará paso al nacimiento de una enana marrón, o mejor conocida como estrella fallida.

Figura 3. Equilibrio hidrostático. Créditos: La Roñosa.

La fusión nuclear es el proceso de combinar átomos de hidrógeno (H) para formar helio (He). Es decir, dos átomos de H formarán para formar un átomo de He. Cuando las estrellas son muy masivas, este proceso puede continuar hasta crear elementos pesados tales como el carbón (C) y el hierro (Fe). La fusión es muy importante ya que la energía que se libera durante el proceso mantiene a la estrella “viva”, con un tamaño, temperatura y brillo estables. Es decir, la fusión impide que la estrella continúe contrayéndose debido a la fuerza de gravedad, evitando que esta implosione. A esto se le conoce como equilibrio hidrostático (Figura 3).

Figura 4. Clasificación de las estrellas. Créditos: Wikimedia Common.

El tiempo de formación y vida de la estrella depende de la masa que posee. Si la estrella es muy masiva, el proceso de formación será muy rápido. Sin embargo, también liberará energía de manera más rápida. Por lo tanto, acabará su combustible en unos pocos millones de años. Las estrellas más grandes, y por lo tanto las más calientes, en el Universo son las gigantes azules (tipo O y B), figura 4. Por otra parte, las estrellas más pequeñas, tales como el sol (tipo G) tienden a formarse más lentamente. Debido a que queman su combustible de manera más lenta, permanecen en equilibrio hidrostático por billones de años. Las enanas rojas (tipo M) son las estrellas más pequeñas, frías y abundantes en nuestra Galaxia. Estas estrellas fueron las últimas en formarse, pero serán de las últimas en morir. 

La muerte de las estrellas no es el final de la historia. Cuando estos objetos calientes y brillantes queman todo su combustible, comienza una nueva etapa estelar. La muerte de las estrellas da paso a otro tipo de objetos en el universo, tales como estrellas muertas, supernovas y agujeros negros, completando así el ciclo de vida. La vida más allá de la muerte de una estrella es un tema de discusión bastante interesante y extenso que dejaremos para otra ocasión.

¿Quieres saber más?

Oster, L. (2021), “Astronomía moderna“, Reverté.

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Clasificación estelar

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La Roñosa Contributor
Colaboradora en La BioZona

Soy originaria de Nogales, Sonora. Me mudé a Hermosillo Sonora a los 6 años de edad y viví ahí hasta mis 25 años. Estudié la licenciatura en física en la Universidad de Sonora donde también hice mi maestría en física  de partículas. En el año 2016 fui aceptada en la Universidad de Durham en el noreste de Inglaterra, donde realicé mi doctorado en el Instituto de Fenomenología de Física de Partículas (IPPP). Mi línea de investigación cae en la física de partículas, la astrofísica  y la cosmología. Inicialmente no tenía interés en la física del universo, pero poco a poco me di cuenta de lo maravillosa y hermosa que es. Concluí mis estudios  de doctorado en febrero del 2021.

Desde niña me fascinó la idea de poder explicar todo lo que nos rodea a través de las matemáticas. Es por ello que siempre me incline al estudio de la física. Nunca me imaginé que esto me brindaría experiencias extraordinarias y me llevaría  a conocer lugares del mundo que ni siquiera sabía que existían. Soy una persona muy tímida y la verdad me da miedo casi todo, pero  igual me lo aguanto.

Actualmente, estoy haciendo un postdoc en la Universidad de Tokyo donde llevo casi un año. Planeo realizar otro postdoc más, ya que mi ambición es quedarme en el mundo de la academia y la investigación.

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