Evolución estelar
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo.
En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente.
Así, por ejemplo, algunas estrellas de masa baja o intermedia con una compañera cercana, o algunas estrellas muy masivas y de baja metalicidad, pueden acabar su vida destruyéndose por completo sin dejar ningún remanente estelar.
Esos estudios luego se comparan con modelos teóricos Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y condensación de inmensas nubes moleculares de gran densidad, tamaño y masa total.
Normalmente, una misma nube produce varias estrellas formando cúmulos abiertos con decenas y hasta centenares de ellas.
Este centro o núcleo de la protoestrella se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria.
Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir.
Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su viento estelar llegando al punto de detener el colapso del resto del gas.
Por lo tanto una mayor opacidad hace que el gas frene su colapso más rápidamente por acción de la radiación.
Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear.
Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar.
El menor tiempo limitante de las estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiempo su hidrógeno.
La fase de gigante roja termina cuando dicho helio comienza también a fusionarse mediante el proceso triple-alfa.
La siguiente reacción de conversión del carbono en oxígeno se produce a continuación con relativa frecuencia.
Por lo que respecta a la transformación del oxígeno-16 en neón-20 esta tiene una contribución pequeña pero no despreciable.
Por último, apenas unas pocas trazas de magnesio se producirán en esta segunda etapa.
Otro aspecto interesante en la fusión del helio es el cuello de botella que se produce al no poderse fabricar elementos con masas atómicas de valores 5 y 8 ya que los isótopos con dicho número másico son siempre altamente inestables.
Como la trayectoria seguida se asemeja a la que hizo antes en la fase de gigante roja, esta fase se conoce como la rama asintótica de las gigantes (en inglés, asymptotic giant branch).
Así, la estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.
Estos objetos son las estrellas más grandes (en tamaño) del universo, con radios de varias unidades astronómicas.
Mientras agotan su hidrógeno, las estrellas de masa muy elevada se desplazan a la derecha para convertirse en supergigantes azules, al igual que lo hacen las estrellas de masas comprendidas entre 9 MSol y 30 MSol.
Esto hace que entren en una fase altamente inestable llamada de variable luminosa azul (VLA, en inglés, luminous blue variable o LBV) durante la cual se desprenden de sus capas exteriores.
La VLA más famosa es Eta Carinae, la cual expulsó unas 10 masas solares de material en una eyección de materia que tuvo lugar a mediados del S XIX.
Así, una estrella Wolf-Rayet de 8 masas solares bien pudo iniciar su vida en la secuencia principal con 100 MSol.
Dicho remanente es una enana blanca y su superficie está inicialmente a temperaturas muy elevadas, del orden de 100.000 K. La radiación emitida por la estrella ioniza las capas recientemente expulsadas, dando lugar a una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria.
Las enanas blancas se enfrían rápidamente, aunque a una tasa cada vez menor.
La aceleración centrífuga hace que la estrella se expanda en su región ecuatorial y deje de tener simetría esférica.
Existen diversos posibles destinos finales de un sistema binario en el que las dos compañeras se hallan a corta distancia.
Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida.
Su valor aproximado para el caso del hidrógeno es de: Para el Sol esto arroja unos 9 mil millones de años, que es un valor aproximado para la estancia del Sol en la secuencia principal.
