VIDA DE LAS ESTRELLAS

En el Universo, el hidrógeno no se encuentra repartido de manera uniforme sino que la gravedad hace que se formen cúmulos. Estos forman nubes molecurales. Millones de años después por una fuerza aun desconocida la materia se divide y forman las protoestrellas.

La protoestrella es el periodo de evolución en el que una estrella intenta alcanzar el equilibrio entre las fuerzas internas y la gravedad. La protoestrella gira a gran velocidad y eso hace que la temperatura y la presión aumenten. Eso genera más hidrógeno y al final se consigue la temperatura para empezar la fusión de hidrógeno. La fase protoestelar es solo la fase anterior de empezar la fusión.

BÚSQUEDA DEL EQUILIBRIO
Antes de que empiece la fusión la protoestrella se contrae debido a la presión gravitatoria. Cuando se inicia la fusión, la estrella empieza a emitir radiación electromagnética, que contrarresta la gravedad y hace que se expanda la estrella. Cuando la estrella es demasiado masiva, la radiación no puede sobreponerse a la gravedad y se vuelve a contraer. La estrella se va contrayendo y expandiendo hasta conseguir el equilibrio.


LA SECUENCIA PRINCIPAL
Cuando la temperatura es lo suficientemente elevada empieza la fusión del hidrógeno para crear átomos de helio. Cuando se crea el átomo de helio se libera una pequeña cantidad de energía.
La masa de la estrella determinará el tiempo que permanecerá en la secuencia principal. Cuanto más masa menos durará en la secuencia principal. Las más masivas mueren rápidas porque fusionan su hidrógeno muy rápidamente pero las más livianas tardan mucho en consumir su hidrógeno.
La masa de las estrellas influyen en la temperatura.La temperatura de las menos masivas es inferior que la de las masivas. Las estrellas más calientes son azules y blancas y las más frías, rojas. Las estrellas con temperaturas moderadas son anaranjadas o amarillas.

ENANAS MARRONES
A veces las protoestrellas no llegan a alcanzar ni la temperatura ni la presión para que se empiece a fusionar hidrógeno, se llaman enanas marrones. Su masa solo es 80 veces superior a la Júpiter.
El primer descubrimiento de una enana marrón, Gliese 229B, es de 1995. Es difícil de encontrar porque esas estrellas orbitan de dos en dos, sistemas binarios y hay una polémica sobre si se deberían de llamar enanas marrones o planetas.

GIGANTES ROJAS
Cuando el núcleo de una estrella deja de fusionar hidrógeno empieza la fusión del helio. Pero el helio no produce tanta energía y la estrella empieza a contraerse porque la fuerza interna es inferior a la de la gravedad. Pero la estrella todavía dispone de hidrógeno en la superficie y lo aprovecha para fusionarlo. Eso hace que la estrella aumente mucho su tamaño y hace que se enfríe y enrojezca produciendo una gigante roja. El sol se convertirá en una gigante roja.

FUSIÓN DEL HELIO
Cuando ya no queda hidrógeno para fusionar y la estrella tiene la temperatura necesaria se produce la fusión del helio. Dos átomos de helio forma uno de berilio inestable, éste a su vez colisiona con uno de helio y forma uno de carbono. Cuando el átomo de carbono se fusiona con uno de helio forma un átomo de oxígeno. Y así sucesivamente hasta el hierro en las más masivas.

NEBULOSAS PLANETARIAS
Algunas estrellas no pueden fusionar el carbono y el oxígeno y entonces se expulsan las capas superficiales de la estrella y forman una nebulosa planetaria. Por otro lado, el núcleo se contrae y forma una enana blanca. Y luego la enana blanca no puede mantenerse y se convierte en una enana negra(estrella sin vida).
Cuando la estrella es muy masiva explota como supernova y el núcleo se contrae por la gravedad y forma o una estrella de neutrones o un agujero negro. El hierro es el último material que produce energía, materiales posteriores no.

ESTRELLA DE NEUTRONES
Se producen con estrellas entre 1,4,3 veces la masa del sol. Lo que sucede es que al colapsarse el núcleo, los electrones son impulsados hacia el centro y colisionan con los protones quedando solo neutrones. Estas estrellas son de pequeño tamaño pero tienen muchísima densidad.

AGUJERO NEGRO
Si la masa de la estrella tiene una masa de más de 4 veces superior a la del Sol no se formará una estrella de neutrones sino un agujero negro. Se produce un colapso y el espacio-tiempo no lo puede aguantar y se deforma formando un agujero negro que tiene mucha atracción gravitatoria. Todo lo que entra en un agujero negro no puede escapar de el. En nuestra galaxia, la Vía Láctea, existe un agujero negro en el centro.