Cómo se forman y evolucionan las estrellas: la ciencia del ciclo de vida estelar

Toda estrella visible ahora en el cielo nocturno comenzó de la misma manera: como gas frío flotando dentro de una nube molecular. Según la NASA Science, estas nubes están compuestas principalmente de hidrógeno y polvo, son lo suficientemente frías para que el gas se aglomere, y dan lugar a bolsas densas donde la turbulencia crea nudos gravitacionalmente inestables.

Nacimiento en una nube molecular

Cuando un nudo denso dentro de una nube molecular se vuelve lo suficientemente masivo, colapsa bajo su propia gravedad. El portal educativo de la Agencia Espacial Europea describe las nebulosas —las gigantescas nubes de gas que se encuentran en los brazos espirales galácticos— como la materia prima para este proceso, señalando que una nebulosa puede ser desencadenada a colapsar por un disparador externo como una explosión de supernova cercana o una colisión entre nubes.

El grupo de observatorios Las Cumbres Observatory ilustra la escala implicada con una nube molecular modelada de aproximadamente 1,2 años luz de ancho y aproximadamente 10 Kelvin (-263 grados Celsius) —cerca del cero absoluto. Cuando tal nube colapsa, comienza a girar, aplanándose en un disco con un núcleo denso y que se calienta en el centro.

De la protoestrella a una verdadera estrella

Ese núcleo que se calienta se llama protoestrella. Según Las Cumbres Observatory, una protoestrella brilla por el calor de la contracción gravitatoria por sí sola —aún no es una estrella en el sentido de fusión. Los materiales educativos de la ESA añaden que el disco protoplanetario circundante continúa alimentando masa al núcleo a través de la acreción, mientras que el campo magnético rotatorio del objeto joven impulsa vientos salientes y chorros que gradualmente eliminan el gas y polvo sobrantes.

La protoestrella continúa contrayéndose y calentándose hasta que la temperatura de su núcleo supera aproximadamente 10 millones de Kelvin. En ese punto, los núcleos de hidrógeno pueden fusionarse en helio, liberando energía e impidiendo un colapso adicional. NASA Science y ESA identifican este momento —la ignición de la fusión sostenida de hidrógeno— como el punto en el que una protoestrella se convierte en una estrella de secuencia principal. Según Las Cumbres Observatory, la duración de esta fase de contracción previa a la secuencia principal depende fuertemente de la masa: una protoestrella de alta masa puede colapsar en una estrella en aproximadamente un millón de años, una protoestrella similar al Sol tarda aproximadamente 50 millones de años, y las protoestrellas de baja masa pueden tardar más de 100 millones de años.

La secuencia principal: una larga edad media dependiente de la masa

Una vez que comienza la fusión, una estrella entra en la secuencia principal, la fase estable en la que pasa la gran mayoría de su vida convirtiendo hidrógeno en helio en su núcleo. NASA Science afirma que todas las estrellas viven la mayor parte de su existencia de esta manera, pero cuánto dura esa fase depende casi enteramente de la masa: las estrellas más masivas consumen su hidrógeno mucho más rápido que las más pequeñas, aunque comienzan con reservas de combustible más grandes.

Esas cifras, extraídas de los materiales de educación sobre evolución estelar de la ESA, muestran por qué las estrellas más masivas y calientes también son las de vida más corta: una estrella de tipo O de aproximadamente 40 masas solares se agota en aproximadamente un millón de años, mientras que una enana roja de aproximadamente la mitad de la masa del Sol puede teóricamente continuar fusionando hidrógeno durante decenas de miles de millones de años, más tiempo del que el universo ha existido.

Muerte: tres finales diferentes

NASA Science y ESA coinciden en que la masa de una estrella también decide cómo muere. Las estrellas similares al Sol y de menor masa se expanden en gigantes rojas cuando el hidrógeno en el núcleo se agota, luego arrojan sus capas exteriores como una vaina brillante de gas —una nebulosa planetaria— dejando atrás un núcleo caliente, extremadamente denso llamado enana blanca. La ESA describe las enanas blancas como alcanzando densidades superiores a 1.000 kilogramos por centímetro cúbico, que luego se enfrían lentamente durante períodos de tiempo inmensos.

Las estrellas con aproximadamente ocho o más masas solares se encuentran con un final mucho más violento. Los materiales de la ESA describen que las estrellas de masa media (aproximadamente 8 a 20 masas solares) proceden a través de etapas sucesivas de fusión de carbono, oxígeno, neón, silicio e hierro antes de colapsar catastróficamente en una supernova de tipo II, dejando atrás una estrella de neutrones. NASA Science señala de manera similar que las estrellas mucho más masivas que el Sol terminan en explosiones de supernova que dispersan los elementos forjados en su interior de vuelta al espacio.

Para las estrellas más masivas, la ESA afirma que si el núcleo del remanente que colapsa excede aproximadamente tres masas solares, ni siquiera la presión extrema que sostiene una estrella de neutrones puede sostenerlo, y colapsa aún más en un agujero negro —un objeto que NASA Science describe como que tiene gravedad "tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar".

Reciclado en nuevas estrellas

La materia que libera una estrella moribunda no desaparece. NASA Science señala que la materia expulsada en una supernova o arrojada por una estrella similar al Sol que se muere regresa al medio interestelar, enriqueciéndolo con elementos forjados por la fusión y permitiendo que nuevas estrellas —y potencialmente nuevos sistemas planetarios— se formen a partir de los remanentes. Este ciclo de colapso, fusión y dispersión es lo que los astrónomos denominan colectivamente el ciclo de vida estelar.