¿Cuál es el ciclo de vida de una estrella?

Una estrella comienza como una nube de gas interestelar, principalmente de hidrógeno. Finalmente, los diferenciales de densidad pequeñas comienzan la nube comienzan a crear pozos de gravedad, acercando otras partículas y condensándolas. Con el tiempo, este proceso de compactación crea una nube central de forma esféricamente, orbitada por el gas en las franjas, creando lo que se llama disco de acumulación.

El paso crítico en el nacimiento de una estrella es la creación de niveles de densidad suficientes para iniciar la fusión de hidrógeno. La fusión reúne a los núcleos atómicos más ligeros que el del hierro, liberando energía en el proceso. Los primeros átomos que se fusionan en una nube de estrellas condensador son probablemente átomos de deutrio, un isótopo de hidrógeno con un neutrón. A pesar de su escasez en relación con el hidrógeno convencional, requieren una temperatura y presión más bajas para fusionarse y, por lo tanto, probablemente comenzarían primero. La fusión de los núcleos atómicos es difícil de lograr debido a la repulsión electrostática causada por las cubiertas de electrones de BoLos átomos.

Después de que el deutrio en la nube estrella se enciende y comienza a liberar cantidades prodigiosas de energía, es solo cuestión de tiempo hasta que el hidrógeno circundante comienza a fusionarse y el cuerpo celestial se convierte en una verdadera estrella. Con un núcleo de un par de docenas de millones de grados o más, las estrellas infantiles son frecuentemente los cuerpos más enérgicos para los años de luz.

La gran mayoría de los átomos de los que se hacen nuestros cuerpos se sintetizó por la fusión de núcleos atómicos en un proceso llamado nucleosíntesis estelar. La mayoría de los átomos además del hidrógeno se forman de esta manera.

El futuro más y la vida útil de una estrella depende de su masa. La mayoría de las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en lo que se llama la secuencia principal, fusionando juntos núcleos livianos en reacciones energéticas. A medida que comienzan a fusionarse todo su hidrógeno, las estrellas comienzan a perder energía. Para estrellas aproximadamente 0.4 veces la masa of Nuestro sol o debajo, esto causa colapso gravitacional. La estrella se convierte en un enano rojo homogéneo y nunca volverá a fusionar elementos.

Para las estrellas 0.4 veces la masa de nuestro sol hasta aproximadamente diez veces, el helio comienza a agregarse en el núcleo de la estrella a medida que continúa el proceso de fusión. Helium no se fusiona fácilmente, por lo que simplemente se queda. Su mayor densidad hace que el hidrógeno se junte muy fuertemente en las capas sobre él, acelerando la fusión del hidrógeno restante y haciendo que la estrella sea de 1,000 a 10,000 veces más brillante. Esto produce un gigante rojo, con un radio similar a la distancia a la que la tierra orbita el sol. Después de que el gigante rojo gasta su combustible, se derrumba violentamente. La fuerza de corte de la materia frotando juntos libera una tremenda cantidad de energía, causando una explosión de supernova. Las supernovas son algunos de los fenómenos más enérgicos del universo, un final apropiado para la majestuosa vida de una estrella.