Formación y evolución de las estrellas
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las
nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias
causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se
acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer
sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria.
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.
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 una nebulosa 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.
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