Estrella

Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).

Una región de formación estelar en la Gran Nube de Magallanes.

Imagen del Sol en falso color, unaestrella de tipo-G de la secuencia principal, la más cercana a la Tierra.

Una estrella (del latín stella) es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas y a su propia gravedad. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de la gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes ganaron nombres propios. Un extensivo catálogo ha sido compilado por los astrónomos, proporcionando designaciones estandarizadas a las estrellas.

Por lo que se refiere a la duración de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y después se irradia hacia el espacio exterior. Cuando el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos más pesados que el helio producidos de forma natural son creados pornucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella y, en algunas estrellas, por nucleosíntesis de supernovas cuando explotan. Al finalizar su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad(composición química), y muchas otras propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través del espacio, suluminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de una estrella, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía durante el proceso. Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una serie combinatoria de procesos de radiación y convección. La presión interna de la estrella evita colapsarse aun más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expande hasta convertirse en una gigante roja, en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en capas externas alrededor del núcleo (como el carbono o el oxígeno). La estrella entonces evoluciona hasta una forma degenerada, reciclando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas con una mayor proporción de elementos más pesados. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro.

Los sistema binarios y multi-binarios consisten de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven una alrededor de la otra enórbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas pueden formar parte de estructuras unidas gravitacionalmente entre sí mucho más grandes, tal como un cúmulo estelar o una galaxia.

Ciclo de vida[editar]

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, estas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohren la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.

Se puede decir que dicho proceso de colapso termina en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

Formación y evolución de las estrellas[editar]

Artículos principales: Formación estelar y Evolución estelar.

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovaso colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la atracción gravitatoriacada vez más intensa. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar).

Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.³

La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.⁴ Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos unanebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.