Ciclo de Vida Estelar: Evolución y Destino de las Estrellas
Clasificado en Biología
Escrito el en 
español con un tamaño de 2,5 KB
A. Etapa inicial
La energía se obtiene a partir de reacciones termonucleares de fusión usando hidrógeno como combustible. Los núcleos de hidrógeno se fusionan y dan lugar a helio. La duración de esta etapa depende del tamaño de la estrella:
- Estrellas tipo Sol: Tienen una duración aproximada de 10.000 millones de años en esta fase.
- Estrellas masivas (10 veces el Sol): Duran unos 100 millones de años, ya que consumen el hidrógeno (H) a mayor velocidad.
Cuando la estrella agota casi todo el hidrógeno de su núcleo, no puede mantener las reacciones termonucleares y se hunde bajo su propio peso. Como consecuencia, se calienta más y es capaz de fusionar el helio (He) para dar carbono; cuando se agota el helio, fusionará el carbono para dar oxígeno.
B. Fase gigante y supergigante roja
Existen dos caminos evolutivos principales:
1. Estrellas de masa baja e intermedia
Estas estrellas no consiguen fusionar los átomos de carbono (C) y oxígeno (O) en elementos más pesados. La fusión del hidrógeno en helio y del helio en carbono y oxígeno se extiende a capas cada vez más superficiales. La estrella se expande, volviéndose más fría y luminosa, lo que la convierte en una gigante roja. La dilatación de la envoltura continúa hasta que el núcleo de carbono y oxígeno pierde el control sobre ella, expandiéndose libremente en el espacio y formando una nebulosa planetaria. Finalmente, su núcleo se convierte en una enana blanca que se irá enfriando progresivamente.
2. Estrellas de gran masa
Se convierten en una supergigante roja. Debido a la enorme gravedad de la estrella, el helio seguirá fusionándose, convirtiendo el helio en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio y el silicio en hierro. Cuando se agota el combustible, desaparece la fuerza de radiación que mantenía a la estrella y se produce una implosión seguida de una explosión (supernova), con una luminosidad tal que puede eclipsar a la galaxia donde se encuentra.
El colapso se detendrá o continuará según la masa del núcleo:
- Si el núcleo no supera las 8-10 veces la masa del Sol, el colapso se detendrá y la temperatura será tan alta que la materia se convertirá en un amasijo de sus componentes más simples, originando una estrella de neutrones o púlsar.