Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen en las nebulosas por acción de la fuerza gravitatoria. Las nebulosas son zonas del espacio donde se encuentra una gran cantidad de hidrógeno y helio. Estas zonas tienen un tamaño de varios años luz.

Formación de Protoestrellas

Cuando se acumula una gran cantidad de materia (mayoritariamente hidrógeno) en un lugar del espacio, algunas zonas en la nebulosa son de mayor densidad, por lo que el material se comprime y se calienta. Las altas temperaturas hacen que comiencen reacciones nucleares en la parte central, produciendo energía. Esta primera etapa de formación de las estrellas se llama protoestrella.

Características de una Protoestrella:

  • Desequilibrio: La fuerza gravitatoria (hacia el centro de la estrella) es mayor que la presión del gas y la presión de radiación (hacia afuera de la estrella).
  • Ausencia de reacciones nucleares: Su temperatura interior no es suficiente para producir la fusión nuclear.
  • No brilla: Como no produce reacciones nucleares, no brilla.
  • Ubicación: En la nebulosa.
  • Duración: Unos millones de años. Si la protoestrella tiene poca masa, este proceso demora mucho, hasta mil millones de años. Si la protoestrella tiene mucha masa, dura poco tiempo, unos millones de años. Es decir, cuanta más masa tiene, más rápido se forma porque tiene más fuerza gravitatoria para comprimirse.

Nebulosas y sus Características

En una nebulosa podemos ver:

  1. Zonas oscuras donde se están formando las estrellas.
  2. Estrellas recién formadas que se ven dentro de la nebulosa y por eso aparece su luz enrojecida.
  3. Grupos de estrellas que ya se formaron y consumieron el gas que las rodea.
  4. Estrellas solitarias que ya abandonaron el cúmulo de estrellas debido a su movimiento propio.

Objetos Herbig-Haro

A medida que las diferentes zonas de la nebulosa se comprimen para formar la estrella, por un principio físico llamado conservación del momento angular, la protoestrella aumenta la velocidad de rotación emitiendo chorros de gas por los polos. Estos objetos estelares se llaman Herbig-Haro en honor a sus descubridores. La emisión de estos chorros de gas en rotación explicaría la razón por la cual el Sol no gira tan rápidamente (solo da una vuelta sobre sí mismo en unos 26 días en promedio).

Etapa Estable o de Equilibrio

En esta etapa la estrella:

  • Equilibrio térmico: No se calienta ni se enfría.
  • Equilibrio de fuerzas: La fuerza gravitatoria se iguala a la presión del gas y a la presión de radiación, por lo tanto, no cambia de tamaño.
  • Larga duración: Es la etapa más larga de la vida de la estrella.
  • Fusión nuclear: Transforma hidrógeno en helio por fusión nuclear.
  • Brillo constante: Su brillo se mantiene constante.

El Sol se encuentra en la mitad de esta etapa. Lleva transcurridos 4500 millones de años y le quedan unos 5000 millones de años aproximadamente. Para las estrellas como el Sol, esta etapa dura unos 10 000 millones de años; para estrellas 10 veces más masivas que el Sol, esta etapa dura 1000 millones de años; y para las estrellas con menos masa (10 % de la masa del Sol), esta etapa dura 100 000 millones de años. Recordemos que cuanta más masa tiene una estrella, mayor es su fuerza gravitatoria, por lo tanto, más energía produce y más rápido consume su masa, ¡y por eso dura menos!

Etapa Final de la Vida de la Estrella: Ruptura del Equilibrio

Cuando la estrella agota una gran parte del hidrógeno, la presión en su interior es tan grande que se comienzan a producir otras reacciones nucleares. En estas reacciones se transforma helio en carbono, carbono en neón, neón en silicio y así sucesivamente hasta llegar al hierro. El hierro, cuando se fusiona, no produce energía. El núcleo de la estrella acumula hierro y se va haciendo cada vez más denso. La estrella en esta etapa se transforma en una gigante roja, es decir, aumenta unas 80 veces el tamaño actual. Cuando el Sol se transforme en gigante roja, su salida en el horizonte demoraría unas 3 o 4 horas y abarcaría una buena parte del horizonte.