¿Quién no ha intentado alguna vez contar las estrellas que hay en el cielo? Cientos, miles, millones… Numerarlas es una tarea imposible, ya te lo adelantamos. Sin embargo, aunque pueda parecer que ese número infinito es constante y que la cantidad de puntos luminosos en el cielo no varía, eso no es así: las estrellas viejas desaparecen y las nuevas ocupan lugares que antes estaban vacíos. En otras palabras, las estrellas también nacen y mueren, haciendo muy variante el firmamento que observamos durante las noches.

De hecho, entre su nacimiento y su muerte, las estrellas viven diferentes fases, evolucionando de una a otra y cambiando características tan importantes como su forma física o su composición. ¿Te suena la nebulosa estelar, la enana blanca o la supernova? Pues todas ellas representan momentos diferentes por los que puede pasar una estrella.

FORMACIÓN DE UNA ESTRELLA

Pero empecemos por el principio: el nacimiento de una estrella. Se trata de un proceso que tiene comienzo en las nubes de gas y polvo del medio interestelar, conocidas como nebulosas. Estas nubes, compuestas principalmente por hidrógeno y helio, así como trazas de otros elementos más pesados, proporcionan el material necesario para dar nacimiento a una estrella, pero es preciso que una perturbación de el “empujón” inicial. Debe ser una perturbación cósmica originada por la explosión de una supernova o el paso de una onda de choque que, gracias a su magnitud, consigue comprimir el polvo y el gas, aumentando la densidad y provocando la formación de núcleos gravitatorios.

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A medida que esos núcleos van colapsando bajo su propio peso, se forma un disco protoplanetario alrededor de esa estrella incipiente – es decir, un anillo de materiales pesados que orbita alrededor del núcleo de la estrella que ha colapsado. En el centro del disco, la temperatura y la presión aumentan de forma gradual, llegando a alcanzar niveles suficientes como para desencadenar la fusión nuclear y, consecuentemente, marcando oficialmente el nacimiento de la nueva estrella.

Durante este periodo, la estrella se encuentra en lo que se conoce como la secuencia de Hayashi, donde su energía se genera principalmente a través de la contracción gravitatoria. No obstante, con el tiempo la estrella llegará a alcanzar un equilibrio, contrarrestando la fuerza de la gravedad con la presión generada por la energía que se libera desde su núcleo.

LA SECUENCIA PRINCIPAL

Así, una vez la estrella pierde esa inestabilidad, entra en la secuencia principal, es decir, la fase más equilibrada y duradera de su vida, donde la mayor parte de su existencia transcurre en una armonía entre la gravedad que tiende a colapsar la estrella y la presión interna generada por esa fusión nuclear en el núcleo. Durante esta etapa, la estrella convierte hidrógeno en helio a través de la fusión, liberando energía que proporciona el calor y la luz que hacen brillar a la estrella.

Las estrellas más pequeñas, como las enanas rojas, pueden permanecer en la secuencia principal durante billones de años, ya que queman su hidrógeno a un ritmo mucho más lento que las estrellas más masivas. Por otro lado, estas últimas, más densas y masivas, como las gigantes azules, tienen una vida más breve en la secuencia principal, ya que queman su combustible nuclear a un ritmo mucho más rápido.

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Sin embargo, sea cual sea la estrella, todas ellas experimentan cambios sutiles en su estructura interna y en su brillo superficial durante su estadía en esta fase, mientras que avanzan hacia un agotamiento gradual de su hidrógeno nuclear. Estos cambios pueden manifestarse en variaciones en su temperatura superficial, en su luminosidad aparente y en otra serie de parámetros identificativos.

EVOLUCIÓN Y MUERTE ESTELAR

Para las estrellas de baja y mediana masa, como nuestro propio Sol, la estadía en la secuencia principal es de casi 10.000 millones de años – el Sol lleva en esta fase 4.500 millones de años y se espera que permanezca en ella otros 4.500 millones más. No obstante, a medida que el hidrógeno se agota, este tipo de estrellas suelen expandirse hasta convertirse en gigantes rojas, liberando sus capas externas al espacio para formar nebulosas y convertirse finalmente en enanas blancas, remanentes fríos y densos que se congelan lentamente a lo largo del tiempo.

Por otro lado, las estrellas masivas, con una masa varias veces mayor que la del Sol, tienen vidas más breves y evoluciones mucho más violentas y explosivas. Así, queman su hidrógeno a un ritmo mucho más rápido, agotando su combustible nuclear en solo unos pocos millones de años.

Al abandonar la secuencia principal, estas estrellas pueden experimentar eventos cataclísmicos como explosiones de supernovas, que liberan enormes cantidades de energía y material al espacio, enriqueciendo el medio interestelar con elementos pesados producidos en las reacciones nucleares de la estrella ya moribunda.