Formacion y evolucion de las estrellas

Reacciones nucleares de formación y evolución estelar

Se modelan los efectos de la rotación, las ondas internas, el campo magnético, la difusión atómica y la convección termohalina en el interior de las estrellas. Estos mecanismos afectan fuertemente a la evolución de las estrellas y favorecen sistemáticamente la concordancia entre la teoría y las observaciones. Se espera participar en muchas campañas de observaciones para obtener nuevas restricciones sobre los modelos teóricos, en particular medidas de abundancia y campo magnético en la superficie de las estrellas de varios tipos.

El estudio de la evolución de las estrellas formadas a partir de la materia primordial permite deducir las implicaciones para la reionización y las primeras etapas de la evolución química y fotométrica de las galaxias observadas a alto desplazamiento al rojo.

Etapas de la formación y evolución estelar

Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como estrella de la secuencia principal en la parte inferior izquierda y se expande a través de las fases subgigante y gigante, hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria en la parte superior derecha

La evolución estelar es el proceso por el que una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida puede variar desde unos pocos millones de años para las más masivas hasta billones de años para las menos masivas, lo que es considerablemente más largo que la edad del universo. La tabla muestra los tiempos de vida de las estrellas en función de sus masas[1] Todas las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo que colapsan, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se asientan en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal.

La fusión nuclear impulsa una estrella durante la mayor parte de su existencia. Al principio, la energía es generada por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella crezca gradualmente en tamaño, pasando por la fase de subgigante hasta llegar a la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden empezar a generar energía mediante la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de envolturas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa en una densa enana blanca y las capas exteriores son expulsadas en forma de nebulosa planetaria. Las estrellas con una masa diez o más veces superior a la del Sol pueden explotar en una supernova al colapsar sus núcleos de hierro inertes en una estrella de neutrones extremadamente densa o en un agujero negro. Aunque el universo no es lo suficientemente antiguo como para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que se volverán lentamente más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa[2].

Etapas de la evolución de las estrellas

Las estrellas se forman en asociaciones, a partir de la fragmentación y contracción de grandes nubes moleculares. Durante los primeros millones de años tras su formación, las estrellas jóvenes están rodeadas de discos circunestelares de gas y polvo, restos del colapso gravitatorio de su nube madre. También poseen intensos campos magnéticos. Las consecuencias de los discos y los campos magnéticos son una variedad de fenómenos complejos y dinámicos, entre ellos: la acreción de masa desde el disco circunestelar, los flujos de salida, tanto colimados (chorros) como no colimados (vientos), la intensa emisión de alta energía y la formación de sistemas planetarios.

Los investigadores del OAPa estudian la formación y posterior evolución de estos complejos sistemas y, también, la evolución de los cúmulos estelares que, en algunos casos, son los restos duraderos de las asociaciones de formación de estrellas, es decir, cuando estas últimas están ligadas gravitacionalmente. Los cúmulos y asociaciones también son útiles para seguir la evolución de las estrellas a lo largo de su vida, así como la evolución de la Galaxia en su conjunto. En efecto, sus miembros, al haberse formado al mismo tiempo a partir de la misma nube, comparten la misma edad y composición química.

7 etapas de la formación estelar

Las estrellas son los objetos astronómicos más reconocidos y representan los bloques de construcción más fundamentales de las galaxias. La edad, la distribución y la composición de las estrellas de una galaxia trazan la historia, la dinámica y la evolución de esa galaxia. Además, las estrellas son responsables de la fabricación y distribución de elementos pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, y sus características están íntimamente ligadas a las de los sistemas planetarios que pueden unirse a su alrededor. Por consiguiente, el estudio del nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas es fundamental en el campo de la astronomía.

Las estrellas nacen dentro de las nubes de polvo y dispersas en la mayoría de las galaxias. Un ejemplo familiar de este tipo de nubes de polvo es la nebulosa de Orión. Las turbulencias en las profundidades de estas nubes dan lugar a nudos con suficiente masa como para que el gas y el polvo empiecen a colapsar bajo su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube colapsa, el material del centro comienza a calentarse. Conocido como protoestrella, es este núcleo caliente en el corazón de la nube que colapsa el que un día se convertirá en una estrella. Los modelos informáticos tridimensionales de formación estelar predicen que las nubes giratorias de gas y polvo en colapso pueden romperse en dos o tres manchas; esto explicaría por qué la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea están emparejadas o en grupos de múltiples estrellas.