¿Cuál es el ciclo de vida de una estrella?

Una estrella comienza como una nube de gas interestelar, en su mayoría hecha de hidrógeno. Eventualmente, los diferenciales de baja densidad comienzan a comenzar a crear pozos de gravedad, acercando otras partículas y condensándolas. Con el tiempo, este proceso de compactación crea una nube central de forma esférica, orbitada por el gas en las franjas, creando lo que se llama un disco de acreción.

El paso crítico en el nacimiento de una estrella es la creación de niveles de densidad suficientes para iniciar la fusión de hidrógeno. Fusion reúne núcleos atómicos más ligeros que el del hierro, liberando energía en el proceso. Los primeros átomos que se fusionan en una nube estelar condensada son probablemente átomos de deutrio, un isótopo de hidrógeno con un neutrón. A pesar de su escasez en relación con el hidrógeno convencional, requieren una temperatura y presión más bajas para fusionarse y, por lo tanto, probablemente comenzarían primero. La fusión de núcleos atómicos es difícil de lograr debido a la repulsión electrostática causada por las capas de electrones de ambos átomos.

Después de que el deutrio en la nube estelar se enciende y comienza a liberar cantidades prodigiosas de energía, es solo cuestión de tiempo hasta que el hidrógeno circundante comience a fusionarse y el cuerpo celeste se convierta en una verdadera estrella. Con un núcleo de un par de docenas de millones de grados o más, las estrellas infantiles son con frecuencia los cuerpos más enérgicos durante años luz.

La gran mayoría de los átomos de los que están hechos nuestros cuerpos fueron sintetizados por la fusión de núcleos atómicos en un proceso llamado nucleosíntesis estelar. La mayoría de los átomos además del hidrógeno se forman de esta manera.

El futuro y la vida útil de una estrella dependen de su masa. La mayoría de las estrellas pasan la mayor parte de su vida en lo que se llama la secuencia principal, fusionando núcleos livianos en reacciones energéticas. A medida que comienzan a fusionar todo su hidrógeno, las estrellas comienzan a perder energía. Para las estrellas aproximadamente 0.4 veces la masa de nuestro Sol o menos, esto causa un colapso gravitacional. La estrella se convierte en una enana roja homogénea y nunca más fusionará elementos.

Para las estrellas 0.4 veces la masa de nuestro Sol hasta aproximadamente diez veces, el helio comienza a agregarse en el núcleo de la estrella a medida que continúa el proceso de fusión. El helio no se fusiona fácilmente, por lo que simplemente se queda. Su mayor densidad hace que el hidrógeno se junte con mucha fuerza en las capas superiores, acelerando la fusión del hidrógeno restante y haciendo que la estrella sea 1,000 a 10,000 veces más brillante. Esto produce un gigante rojo, con un radio similar a la distancia a la que la tierra orbita alrededor del sol. Después de que el gigante rojo gasta su combustible, se derrumba violentamente. La fuerza de corte de la materia que se frota libera una tremenda cantidad de energía, causando una explosión de supernova. Las supernovas son algunos de los fenómenos más enérgicos del universo, un final apropiado para la majestuosa vida de una estrella.