De estrellas hay de muchísimos tamaños y tipos, pero todas tienen algo en común, nacieron en nubes de gas conocidas como nebulosas.
En estas nebulosas se empieza a formar una estrella cuando por ninguna razón en concreto, la densidad de gas en un punto de la nebulosa es mayor que la densidad de alrededor. Cuando esto ocurre, el gas de alrededor se empieza a juntar poco a poco en un punto central, el cual comienza a aumentar su masa y presión en relación a la cantidad de gas que se vaya acumulando.
Cuando la presión en ese punto es lo suficientemente grande, las moléculas de hidrógeno (el elemento más abundante en las nebulosas), se empiezan a fusionar. En este punto la masa y volumen de la estrella son significativamente grandes.
La fusión de los átomos de hidrógeno producen átomos de helio. Este proceso llamado fusión nuclear produce una gran cantidad de energía en forma de calor.
El calor que produce una estrella es fundamental para determinar la longevidad de esta, ya que la gravedad de la estrella intenta colapsar a la propia estrella sobre sí misma, pero la presión que ejercen los gases a altas temperaturas hace que esta no se colapse.
Curiosamente, cuanto más grande sea la masa de la estrella, menor es su tiempo de vida. Esto es debido a que cuanto más combustible tiene la estrella para fusionar, más fusiones se necesita para mantener en equilibrio la gravedad que quiere colapsar a la estrella.
Todo lo mencionado pertenece a la etapa más estable de las estrellas, pero cuando el combustible se acaba y las fusiones dejan de producirse, la estrella pasa a su fase con destino a la muerte. Y dependiendo de la masa inicial, la estrella tendrá una muerte diferente.
Cuando las estrellas del tamaño de nuestro Sol dejan de producir fusiones empiezan a colapsar sobre sí mismas, gracias a esto se vuelven a fusionar las pocas partículas de hidrógeno que quedaban en las capas más internas del núcleo. Esto hace que el volumen de la estrella aumente significativamente, y su color pasa a ser más rojizo. En este punto tenemos una gigante roja, y la masa de esta está compuesta de helio.
El núcleo de la gigante roja se empieza a contraer más, fusionando las partículas de helio más lentamente y generando menos energía. La fusión del helio produce nuevos elementos más pesados, que no llegan a fusionarse.
Cuando en el núcleo no se producen fusiones, las capas más exteriores comienzan a caer hacia el núcleo, rebotando en un núcleo inerte y frío. Esto hace que las capas salgan despedidas formando lo que se conoce como nebulosa planetaria. Y a partir del nucleo de la estrella se formará una enena blanca.
Esta es la muerte de las estrellas del tamaño de nuestro Sol, en el caso de las estrellas más masivas (de un tamaño mayor a 8 masas solares), la muerte es muy parecida, solo que cuando el núcleo está compuesto de elementos más pesados estos continúan fusionándose, creando cada vez elementos más pesados.
Llegados a cierto punto, en el interior del núcleo aparece una región de unas pocas de decenas de kilómetros en la que la materia es extremadamente densa. Cuando esto pasa, las capas más externas del núcleo se precipitan hacia el centro casi a la velocidad de la luz, produciendo vibraciones en las capas exteriores parecidas a terremotos. Estos terremotos producen una onda de choque que acaba arrancando las capas externas produciendo una gigantesca explosión, llamada supernova.
Luego de la supernova, el nucleo de la antigua estrella masiva se comprimirá hasta formar una estrella de neutrones o un agujero negro.
Pero la muerte de una estrella no es tan desastrosa, toda esa materia esparcida por el medio interestelar se acoplará y girará alrededor de estrellas, y probablemente, formará nuevos planetas que podrían albergar vida como la nuestra. Al fin y al cabo, todos nosotros somos producto de la muerte de alguna estrella.
LaSingularidad
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