Le debemos toda nuestra existencia al Sol. ¿Pero cómo se formaron?
Las estrellas comienzan como vastas nubes de frío hidrógeno molecular y helio sobrantes del Big Bang. Estas vastas nubes pueden tener cientos de años luz de diámetro y contener la materia prima durante miles o incluso millones de veces la masa de nuestro Sol. Además del hidrógeno, estas nubes están sembradas con elementos más pesados de las estrellas que vivieron y murieron hace mucho tiempo. Se mantienen en equilibrio entre su fuerza de gravedad interna y la presión externa de las moléculas. Finalmente, una patada supera este equilibrio y hace que la nube comience a colapsarse.
Esa patada podría provenir de una explosión de supernova cercana, colisión con otra nube de gas o la onda de presión de los brazos espirales de una galaxia que pasan por la región. A medida que esta nube se derrumba, se rompe en grupos cada vez más pequeños, hasta que hay nudos con aproximadamente la masa de una estrella. A medida que estas regiones se calientan, evitan que más material caiga hacia adentro.
En el centro de estos grupos, el material comienza a aumentar en calor y densidad. Cuando la presión externa se equilibra con la fuerza de gravedad que la empuja hacia adentro, se forma una protostar. Lo que sucede a continuación depende de la cantidad de material.
Algunos objetos no acumulan suficiente masa para el encendido estelar y se convierten en enanas marrones, objetos subestelares no muy diferentes a un Júpiter realmente grande, que se enfrían lentamente durante miles de millones de años.
Si una estrella tiene suficiente material, puede generar suficiente presión y temperatura en su núcleo para comenzar la fusión de deuterio, un isótopo más pesado de hidrógeno. Esto ralentiza el colapso y prepara a la estrella para entrar en la verdadera fase de secuencia principal. Esta es la etapa en la que se encuentra nuestro propio Sol, y comienza cuando comienza la fusión de hidrógeno.
Si una protostar contiene la masa de nuestro Sol, o menos, se somete a una reacción en cadena protón-protón para convertir hidrógeno en helio. Pero si la estrella tiene aproximadamente 1.3 veces la masa del Sol, se somete a un ciclo de carbono-nitrógeno-oxígeno para convertir hidrógeno en helio. El tiempo que durará esta estrella recién formada depende de su masa y qué tan rápido consume hidrógeno. Las pequeñas estrellas enanas rojas pueden durar cientos de miles de millones de años, mientras que las grandes supergigantes pueden consumir su hidrógeno en unos pocos millones de años y detonar como supernovas. Pero, ¿cómo explotan las estrellas y siembran sus elementos alrededor del Universo? Ese es otro episodio.
Hemos escrito muchos artículos sobre la formación de estrellas en la revista Space. Aquí hay un artículo sobre la formación de estrellas en la Gran Nube de Magallanes, y aquí otro sobre la formación de estrellas en NGC 3576.
¿Quieres más información sobre las estrellas? Aquí están los comunicados de prensa del Hubblesite sobre las estrellas, y más información de la NASA imagina el universo.
Hemos grabado varios episodios de Astronomy Cast sobre estrellas. Aquí hay dos que pueden serle útiles: Episodio 12: ¿De dónde vienen las estrellas bebés? Y Episodio 13: ¿A dónde van las estrellas cuando mueren?
Fuente: NASA
Podcast (audio): Descarga (Duración: 3:03 - 2.8MB)
Suscríbase: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (video): descarga (50.5MB)
Suscríbase: Apple Podcasts | Android | RSS
