¿Cuál es el tiempo de vida de una estrella?

¿Cuánto tiempo viven las estrellas?

Todas las estrellas se forman en nebulosas, que son enormes nubes de gas y polvo. Aunque brillan durante muchos miles e incluso millones de años, las estrellas no duran para siempre. Los cambios que se producen en una estrella a lo largo del tiempo y la etapa final de su vida dependen del tamaño de la estrella.

Las reacciones nucleares en el centro (o núcleo) de una estrella proporcionan la energía que la hace brillar. Esta etapa se denomina «secuencia principal». La vida exacta de una estrella depende en gran medida de su tamaño. Las estrellas muy masivas agotan su combustible rápidamente. Esto significa que pueden durar sólo unos cientos de miles de años. Las estrellas más pequeñas consumen el combustible más lentamente, por lo que brillarán durante varios miles de millones de años.

Al final, el hidrógeno que alimenta las reacciones nucleares en el interior de una estrella comienza a agotarse. La estrella entra entonces en las fases finales de su vida. Todas las estrellas se expanden, se enfrían y cambian de color para convertirse en una gigante roja. Lo que suceda después depende de la masa de la estrella.

Una estrella más pequeña, como el Sol, se enfriará gradualmente y dejará de brillar. Durante estos cambios pasará por la fase de nebulosa planetaria y la fase de enana blanca. Después de muchos miles de millones de años, dejará de brillar y se convertirá en una enana negra.

Ciclo de vida de una estrella

Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como una estrella de la secuencia principal en la parte inferior izquierda y luego se expande a través de las fases subgigante y gigante, hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria en la parte superior derecha

La evolución estelar es el proceso por el que una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida puede variar desde unos pocos millones de años para las más masivas hasta billones de años para las menos masivas, lo que es considerablemente más largo que la edad del universo. La tabla muestra los tiempos de vida de las estrellas en función de sus masas[1] Todas las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo que colapsan, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se asientan en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal.

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La fusión nuclear impulsa una estrella durante la mayor parte de su existencia. Al principio, la energía es generada por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella crezca gradualmente en tamaño, pasando por la fase de subgigante hasta llegar a la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden empezar a generar energía mediante la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de envolturas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa en una densa enana blanca y las capas exteriores son expulsadas en forma de nebulosa planetaria. Las estrellas con una masa diez o más veces superior a la del Sol pueden explotar en una supernova al colapsar sus núcleos de hierro inertes en una estrella de neutrones extremadamente densa o en un agujero negro. Aunque el universo no es lo suficientemente antiguo como para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que se volverán lentamente más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa[2].

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Calculadora de vida de las estrellas

Todas las estrellas nacen de nubes de gas y polvo que colapsan como resultado de su propia gravedad. Las nubes moleculares gigantes iniciales suelen tener 100 años luz de diámetro y pueden tener hasta 6.000.000 de veces la masa del Sol.

En el transcurso de millones de años, la nube de gas que colapsa se fragmenta y la más grande se convierte en una protoestrella, liberando energía potencial gravitacional en forma de calor. Se asienta en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal (véase el Diagrama de Hertzsprung-Russell).

Una estrella de baja masa (menos del 8% de la masa del Sol) no puede producir helio a partir del hidrógeno, aunque puede ser capaz de fusionar deuterio. Se convierte en una enana marrón o, si tiene menos de 13 veces la masa de Júpiter, en una subenana marrón (si orbita alrededor de una estrella mayor, es un planeta). Una enana marrón no es necesariamente marrón, sino que es más probable que sea magenta o naranja. Los planetas gigantes gaseosos tienen algunas de las características de las enanas marrones. Por ejemplo, Júpiter y Saturno están formados principalmente por hidrógeno y helio, como el Sol. Saturno es casi tan grande como Júpiter, a pesar de tener sólo un 30% de la masa. Tres de los planetas gigantes del Sistema Solar (Júpiter, Saturno y Neptuno) emiten mucho más calor del que reciben del Sol. Y los cuatro planetas gigantes (éstos y Urano) tienen sus propios «sistemas planetarios»: sus lunas. Las enanas marrones se forman de forma independiente, como otras estrellas, pero carecen de masa suficiente para «encenderse». Como todas las estrellas, pueden aparecer solas o muy cerca de otras. Algunas orbitan alrededor de las estrellas y pueden, como los planetas, tener órbitas excéntricas.

Ecuación de la vida de una estrella

La vida útil de una estrella viene determinada por su masa. Dado que las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida quemando hidrógeno en helio en la secuencia principal (MS), su «vida en la secuencia principal» también está determinada por su masa.

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Las estrellas masivas necesitan temperaturas y presiones centrales más elevadas para resistir el colapso gravitatorio y, por esta razón, las reacciones de fusión en estas estrellas proceden a un ritmo más rápido que en las estrellas de menor masa. El resultado es que las estrellas masivas agotan rápidamente el combustible de hidrógeno de su núcleo y pasan menos tiempo en la secuencia principal antes de evolucionar hacia una estrella gigante roja.

Por tanto, la vida de las estrellas de la secuencia principal oscila entre un millón de años para una estrella de tipo O de 40 masas solares y 560.000 millones de años para una estrella de tipo M de 0,2 masas solares. Dado que el Universo sólo tiene 13.700 millones de años, estas largas vidas de la secuencia principal para las estrellas de tipo M significan que todas las estrellas M que se han creado siguen en la secuencia principal. El Sol, una estrella de tipo G con una vida en la secuencia principal de unos 10.000 millones de años, tiene actualmente 5.000 millones de años, es decir, aproximadamente la mitad de su vida en la secuencia principal.