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Las estrellas

Las estrellas son los objetos astronómicos más reconocidos y que representan las piezas más fundamentales de las galaxias. Su edad, distribución y composición en una galaxia trazan la historia, dinámica y evolución de esta.  Además, las estrellas son responsables de la fabricación y distribución de elementos pesados tales como carbón, nitrógeno y oxígeno, y sus características están ligadas profundamente a las características de los sistemas planetarios que puedan fusionarse sobre ellas.  Por consiguiente, el estudio del nacimiento, vida y muerte de las estrellas es central en el campo de la astronomía.

Formación de estrellas

Las estrellas nacen dentro de nubes de polvo y son esparcidas a través de la mayoría de las galaxias. Un ejemplo familiar de estas nubes de polvo es la Nebulosa de Orión. Turbulencias dentro de estas nebulosas puede causar nudos con suficiente masa que el gas y polvo pueden empezar a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. Mientras la nebulosa colapsa, el material en el centro comienza a calentarse. Conocida como protoestrella, es este ardiente núcleo en el corazón de la nebulosa colapsando que se convertirá en estrella algún día. Modelos electrónicos tridimensionales de la formación de estrellas predicen que las nebulosas girando pueden desintegrarse en dos o tres masas amorfas, lo que explicaría por que la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea están en parejas o en grupos de varias estrellas.

Mientras la nebulosa colapsa, un denso núcleo ardiente se empieza a formar y a recolectar polvo y gas. No todo este material termina siendo parte de la estrella – el polvo sobrante puede convertirse en planetas, asteroides o cometas, o puede solo mantenerse como polvo.

En todos casos, es posible que la nube no colapse en un ritmo estable. En enero de 2004, un astrónomo aficionado llamado James McNeil descubrió una nebulosa pequeña que apareció de forma inesperada cerca de la nebulosa Messier 78, en la constelación de Orión. Cuando los observadores de todo el mundo apuntaron sus instrumentos a la nebulosa de McNeil, encontraron algo interesante – el brillo de esta parecía variar. Observaciones con el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA entregaron una explicación posible. La interacción entre el campo magnético de la estrella joven y el gas que la rodea causarían aumentos episódicos en su brillo.

Estrellas de secuencia principal

Una estrella del tamaño del sol necesita alrededor de 50 millones de años para madurar desde el comienzo del colapso hasta su adultez. Nuestro sol estará en esta fase madura (en la secuencia principal, como se muestra en el diagrama Hertzsprung-Russell) por aproximadamente 10 mil millones de años.

Las estrellas son impulsadas por la fusión nuclear de hidrógeno para formar helio en lo profundo de estas. La perdida de energía de las regiones centrales de la estrella produce la presión suficiente para evitar que la estrella colapse por su propio peso y la energía por la cual brilla.

Como se muestra en el diagrama Hertzsprung-Russell, las estrellas de secuencia principal abarcan una amplia gama de luminosidades y colores, y pueden ser clasificadas de acuerdo a esas características. Las estrellas más pequeñas, conocidas como enanas rojas; pueden contener apenas el 10% de la masa del sol y emiten apenas 0,01% de la energía de este, brillando débilmente a temperaturas entre los 3000-4000°K. A pesar de su naturaleza diminuta, las enanas rojas son por lejos las estrellas más numerosas en el universo y tienen vidas de decenas de miles de millones de años.

Por otro lado, las estrellas más grandes, conocidas como hípergigantes, pueden ser 100 o más veces más grandes que el sol, y tienen temperaturas en las superficies de más de 30.000°K. Estas emiten energía cientos de miles de veces más que el sol, pero sus vidas duran solo unos pocos millones de años. Aunque se cree que estrellas extremas como esta eran comunes en los principios del universo, hoy son muy raras – en toda la Vía Láctea hay solo unas cuantas hípergigantes.

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