Ningún astrónomo ha podido seguir nunca la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte. Los tiempos en los que se desarrolla este ciclo son del orden de miles de millones de años. Sin embargo, observando en el cielo estrellas recién nacidas, jóvenes, en edad madura y próximas a su fin, ha sido posible tener una idea de las diversas etapas de la evolución estelar.
De este modo, se han formulado diversas teorías a este propósito y ha sido posible trazar un cuadro del ciclo existencial de las estrellas.
Toda estrella tiene su origen en la materia estelar, bajo forma de gases y polvos, el cual se encuentra esparcido un poco por todo el Universo. Cuando se producen fenómenos físicos que afectan la dinámica de esta materia, se puede condensar bajo forma de glóbulos, que constituyen el embrión de una estrella.
Un fenómeno de este tipo se habría producido en uno de los brazos en espiral de nuestra Galaxia, donde una gran nube interestelar se fraccionó en tantos glóbulos que dieron vida a otras tantas estrellas: una de ellas es el Sol. En cada glóbulo se forma un núcleo de atracción central, que actúa como reclamo sobre la materia que está alrededor. La progresiva concentración genera calor y el núcleo pasa de una temperatura de algunac decenas de grados Kelvin (alrededor de -250 grados C a 1.000 grados Kelvin.
En esta fase la protoestrella comienza a irradiar en el infrarrojo y puede percibirse instrumentalmente. Fenómenos de este tipo se observan en algunas nebulosas lejanas Infancia. Esta fase de la vida de una estrella, como toda la duración de su ciclo evolutivo, se desarrolla en tiempos que dependen de la cantidad del material en el que el astro tiene su origen: cuanto mayor es la masa de la nebulosa protoestelar, más rápida es la vida de la estrella. La infancia de una estrella es un periodo caracterizado por gran turbulencia e inestabilidad.
Continuando el proceso de agregado de la materia en torno al centro de atracción, la temperatura crece. Cuando alcanza valores de algunos millones de grados Kelvin, se inician las primeras reacciones de fusión nuclear y comienza la emisión de radiaciones luminosas: la estrella se enciende. Sin embargo, la condición para que las reacciones nucleares tengan lugar es que la masa de la protoestrella no sea inferior en un décimo con respecto a la del Sol.
En las estrellas de mediana magnitud el ciclo nuclear fundamental que se instaura es el llamado protón-protón, que lleva a la transformación de hidrógeno en helio, con la liberación de grandes cantidades de energía con temperaturas que no superan los 15 millones de grados K.
En las estrellas más sólidas, más macizas, se llevan a cabo reacciones termonucleares más eficientes: el llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno, con temperaturas superiores a los 15 millones de grados K.
Después viene la madurez. También esta fase es diferente según se tomen en consideración estrellas de peso medio como el Sol, o bien más macizas que él. En el primer caso la madurez es un periodo largo, de aproximadamente diez mil millones de años, en el que la estrella emite energía de manera estable a través de la reacción nuclear protón-protón. En el caso de estrellas má macizas, por ejemplo una decena de veces más que el Sol, la fase de madurez apenas dura 10 millones de años, en el curso de los cuales el astro tiene una luminosidad diez mil veces mayor que el Sol.
El fin del combustible nuclear marca también la conclusión del periodo de estabilidad de una estrella y el comienzo de periodos más complejos, que llevan al astro a cambiar radicalmente sus características físicas. El núcleo se contrae, la temperatura central sigue aumentando, las capas externas se expanden desmesuradamente y la estrella se convierte en una de las llamadas gigantes rojas. En el caso del Sol, se prevé que experimentará una dilatación hasta tragarse la Tierra. En cuanto a los procesos de fusión nuclear, estos continuarán afectando progresivamente a elementos cada vez más pesados.
Llegada a la etapa de gigante roja, una estrella continúa tomando energía a través de sucesivas contracciones del núcleo. Sin embargo las elevadas temperaturas que se desarrollan determinan destructoras expulsiones de las capas más externas; la estrella disipa hacia el espacio su materia, dando origen a una nebulosa planetaria como aquella, típica, que se observa en la constelación de la Lira.
Después de estos fenómenos, no queda del astro más que un pequeño núcleo inerte en progresivo enfriamiento. El Sol terminará su existencia convirtiéndose en una enana blanca. Diferente es, una vez más, la agonía de las estrellas más macizas que el Sol. Ponen fin a su vida con una gran explosión, convirtiéndose en eso que los astrónomos llaman supernova, son los astros que por un breve tiempo emiten enormes cantidades de luz y radiaciones, para después apagarse definitivamente.
En algunos casos el núcleo residual de estas estrellas es involucrado en un proceso de colapso de la materia, que transforma los despojos cósmicos en un objeto paradójico: de él nacen astros superdensos como las estrellas de neutrones, en las cuales un solo cm de materia pesa tanto como la Tierra, o incluso astros tan macizos que la fuerza de atracción gravitacional no deja escapar ni siquiera la luz. Se trata de los llamados agujeros negros.
Las principales evoluciones físicas que acompañan el ciclo vital de una estrella, es decir las variaciones de temperatura y luminosidad del astro en las diversas edades, son representadas por los astrónomos en un gráfico muy famoso llamado diagrama Hertzsprung-Russel del nombre de los dos estudiosos que, independientemente el uno del otro, lo construyeron a comienzos del siglo XX.
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