Conocer las fases y los procesos que va atravesando una estrella a lo largo de toda su existencia permite saber cómo es cada evolución estelar.
Evolución estelar es la expresión que alude a las transformaciones que van produciéndose en las estrellas a lo largo de los años. A medida que pasa el tiempo, cada estrella experimenta cambios en su apariencia externa, además de sufrir modificaciones en su estructura interna.
Según han ido descubriendo los investigadores especializados en astronomía, hay fenómenos de carácter nuclear que influyen en la vida estelar. Hay fases y reacciones (marco en el cual hay alteraciones de composición, temperatura, etc) que se van evidenciando en las estrellas.
La fuerza gravitatoria, así como la fuerza nuclear, inciden en la evolución estelar al comprimir a una estrella hasta llevarla al denominado colapso gravitacional sin dejar de lado las variaciones de presión térmica.
Al momento de estudiar las mutaciones de cada estrella resulta clave hacer foco en su masa inicial, la metalicidad que presente y en la velocidad de rotación que alcance, además de observar si hay cerca de ella, o no, estrellas compañeras.
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ResumenFenómenos asociados a la evolución estelar
Hay varios elementos y fenómenos asociados a la evolución estelar.
Es curioso, por describir un ejemplo puntual, el caso de las estrellas binarias, las cuales constituyen un especial objeto de interés para quienes se dedican a la astrofísica estelar. Si bien es posible detectar ciertos pares de estrellas que orbitan a una distancia prudencial unas de otras y eso permite que cambien de modo independiente, en numerosas circunstancias la separación estelar es extremadamente corta y las evoluciones estelares se alteran o condicionan en base a las mutaciones de cada estrella que se tiene como compañera. Se cree que las estrellas binarias son sistemas que nacen en una instancia temprana, durante la época en la cual se forma la protoestrella y se fragmenta la nube molecular.
También cautiva centrar la atención en las estrellas de neutrones que se reconocen como un tipo de pulsares y reciben el nombre de magnetoestrellas. Esta variedad dotada de fuertes campos magnéticos y por una velocidad relativamente lenta de rotación presenta una vida activa breve. Surge, de acuerdo a las teorías de los expertos, en el marco de una explosión de supernova (y el posterior proceso de colapso gravitacional) por la intensificación del campo magnético de una cierta estrella precursora.
Estrellas que poseen una masa elevada y metalicidad solar culminan su existencia como supergigante roja y cuando ya resulta imposible obtener energía de una reacción nuclear se produce una denominada supernova de colapso gravitatorio. En gran parte de los casos, en este marco surgirá, como remanente estelar, una estrella de neutrones.
Formación estelar
Se conoce como formación estelar a un proceso muy cercano al de la formación planetaria. El fenómeno implica el colapso de enormes masas de gas presentes en galaxias mediante largas nubes moleculares reconocibles en el medio interestelar. En la actualidad, la teoría marca que la formación estelar sucede a partir de nubes moleculares gigantes compuestas, esencialmente, de helio e hidrógeno molecular.
Se distingue, particularmente, la formación estelar desencadenada (escenario que puede desplegarse como consecuencia de una explosión de supernova o debido a la colisión de nubes moleculares entre sí), así como la formación estelar autopropagada si se advierte una producción de supernovas por parte de estrellas nuevas.
Vale la pena saber, asimismo, que en un núcleo galáctico, la formación de estrellas puede presentar un ritmo regulado por la acción de un agujero negro supermasivo presente en el núcleo (o corazón) de una galaxia.
Fases y secuencias de evolución estelar
Instruirse sobre las fases y secuencias de la evolución estelar ayuda a comprender qué procesos van ocurriendo en la vida de las estrellas.
Es conveniente estar al tanto del ciclo previo a la instancia de la secuencia principal (periodo durante el cual la energía proviene de la fusión nuclear que involucra al hidrógeno y sucede en el núcleo estelar).
En la etapa de presecuencia principal (una fase breve donde la energía procede del fenómeno de colapso gravitacional y se cree que está generalizada la existencia de discos circunestelares de densidad considerable ideales para la formación planetaria) ganan relevancia el conjunto de estrellas FU Orionis, el de las estrellas Herbig Ae/Be y el de las estrellas T Tauri.
Las nebulosas planetarias aparecen en el último tramo de la evolución estelar y poseen una relevancia considerable para el desarrollo de las galaxias a nivel químico ya que le devuelven al medio estelar diversos elementos.
En la secuencia principal, en tanto, se ubican estrellas con diverso rango de temperaturas, entre las cuales aparecen las gigantes azules y las enanas rojas. Este tiempo se caracteriza por la quema de hidrógeno en el núcleo de la estrella.
Más tarde aparece la fase de apelotonamiento rojo (paso que, en el gráfico bautizado popularmente como diagrama de Hertzsprung-Russell se ubica en la zona derecha y arriba del segmento central-inferior correspondiente a la ya citada secuencia principal), seguida por la rama asintótica gigante, la cual se subdivide en rama asintótica gigante temprana y en rama asintótica gigante con pulsos térmicos.
Es necesario resaltar que la vejez de las estrellas empieza al desaparecer el hidrógeno del sector central de cada una de ellas. La masa determinará cuál y de qué manera evolucionarán estos cuerpos celestes. Aquellas cuya masa se cataloga como baja o intermedia, por ejemplo, pueden atravesar instancias de subgigantes y de gigantes rojas, mientras que las de masa elevada pasan por tiempos de supergigantes azules y de supergigantes amarillas.
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