La vida de una estrella. Puedes responderla. (Enfermedad) ComienzoLas estrellas suelen nacer en gas interestelar. En el universo, cuando la densidad del gas interestelar aumenta hasta cierto nivel, esta nube de gas comienza a encogerse porque el aumento de su gravedad interna es mayor que el aumento de la presión del gas. Al comienzo de esta tendencia, su propia gravedad generalmente aumenta la densidad de una enorme cantidad de materia. La vasta masa de materia interestelar comienza a volverse inestable. Estas enormes masas de gas y polvo interestelar están colapsando cada vez más rápido, comenzando a fragmentarse en nubes más pequeñas que se vuelven mucho más densas. Estas nubes más pequeñas eventualmente se convertirán en estrellas. Debido a que la masa de materia interestelar suele ser muy enorme, normalmente más de 10.000 veces la del Sol, las estrellas siempre nacen en grandes cantidades a la vez. Si una nube de gas interestelar excede la densidad de la materia interestelar ordinaria (un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico), alcanza los 60.000 átomos de hidrógeno por centímetro cúbico. Al principio, este gas es transparente y la radiación fototérmica que emite no es contenida por el material circundante y se propaga sin obstáculos. La materia cae al centro en caída libre y se acumula en la zona central. Una bola de material que originalmente estaba distribuida uniformemente se convirtió en una bola de gas más densa a medida que entraba. A medida que aumenta la densidad, la aceleración gravitacional cerca del centro se vuelve cada vez mayor y la velocidad de movimiento del material en la región interior aumenta de manera más prominente. Inicialmente, casi todo el hidrógeno existe en forma molecular y la temperatura del gas es muy baja y nunca aumenta. Esto se debe a que todavía es demasiado delgado para que toda la radiación penetre hacia afuera y el efecto de calentamiento de la bola de gas que colapsa no es significativo. A lo largo de cientos de miles de años, la región central se vuelve gradualmente más densa y el gas se vuelve opaco a la radiación. En este punto el núcleo comienza a calentarse. A medida que aumenta la temperatura, la presión comienza a aumentar y el colapso se detiene gradualmente. El radio de esta densa región central suele estar cerca del radio orbital de Júpiter, y su masa es sólo el 5% de toda la materia involucrada en todo el proceso de colapso. La materia continúa cayendo sobre el pequeño núcleo interior y la energía que aporta se libera en forma de radiación cuando golpea el núcleo. Al mismo tiempo, el núcleo de la Tierra se está reduciendo y calentándose. Cuando la temperatura alcanza unos dos mil grados, las moléculas de hidrógeno comienzan a descomponerse en átomos. El núcleo comienza a encogerse nuevamente y la energía liberada durante esta contracción rompe todas las moléculas de hidrógeno en átomos. Este nuevo núcleo es un poco más grande que el Sol actual. El material exterior que continúa cayendo hacia el centro eventualmente caerá sobre este núcleo y nacerá una estrella con la misma masa que el Sol. La gente llama a este cuerpo celeste "protoestrella" y su consumo de radiación se repone principalmente con la energía de la materia que cae sobre él. A medida que aumentan la densidad y la temperatura, los átomos pierden gradualmente sus electrones externos. El gas y el polvo que caen crean una gruesa corteza que imposibilita la penetración de la luz. No fue hasta que más y más material que caía se fusionó con el núcleo que la capa exterior se volvió transparente y de repente aparecieron estrellas brillantes. El resto del material de la nube sigue cayendo hacia ella, su densidad sigue aumentando y su temperatura interna está aumentando. Hasta que la temperatura central alcanza los 10 millones de grados, se produce la fusión. Nace una estrella primitiva. En su constante batalla con la gravedad, el arma principal de una estrella es la energía nuclear. En su núcleo hay una gran bomba nuclear que sigue explotando. Debido a que esta fuerza nuclear puede regularse casi con precisión para equilibrar la gravedad, las estrellas permanecen estables durante miles de millones de años. Las reacciones termonucleares ocurren entre núcleos atómicos extremadamente calientes y, por lo tanto, involucran la estructura básica de la materia. En el centro de una estrella como el Sol, la temperatura alcanza los 15 millones de Kelvin y la presión es 300 mil millones de veces la presión atmosférica de la Tierra. En tales condiciones, los átomos no sólo pierden todos sus electrones y sólo sus núcleos, sino que la velocidad de movimiento de los núcleos es lo suficientemente alta como para superar la repulsión eléctrica y combinarse. Esto es la fusión nuclear. Las estrellas se forman en el centro de nubes moleculares de hidrógeno, por lo que están compuestas principalmente de hidrógeno. El hidrógeno es el elemento químico más simple. Su núcleo es un protón cargado positivamente y un electrón cargado negativamente orbita alrededor del núcleo. La temperatura dentro de la estrella es tan alta que todos los electrones están separados de los protones, que se mueven en todas direcciones como las moléculas del gas. Debido a que las cargas similares se repelen entre sí, los protones están protegidos por una capa de "armadura" eléctrica que los mantiene alejados de otros protones. Sin embargo, a las temperaturas de 15 millones de Kelvin de los núcleos de las estrellas jóvenes, los protones se mueven tan rápido que cuando chocan entre sí, pueden atravesar la armadura y pegarse entre sí en lugar de rebotar como pelotas de goma. Cuando cuatro protones se fusionan, se convierten en un núcleo de helio. El helio es el segundo elemento más abundante en el universo. La masa de un núcleo de helio es menor que la suma de los cuatro protones que lo forman. Esta diferencia de masa es sólo siete milésimas de la masa total, pero esta pérdida de masa se convierte en una enorme energía. Cuando un kilogramo de hidrógeno se convierte en helio, la energía liberada es suficiente para mantener encendida una bombilla de 100 vatios durante un millón de años.
Las estrellas como el Sol tienen un enorme núcleo atómico donde cada segundo se convierten 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio. Enormes cantidades de energía nuclear que chocan contra el exterior de la estrella pueden impedir la contracción gravitacional. La energía liberada por el centro de la estrella se irradia en forma de fotones, pero los fotones tienen que viajar una gran distancia para llegar a la superficie del sol y escapar al espacio interestelar. Aunque la velocidad de los fotones es cercana a los 300.000 kilómetros por segundo y el radio del sol es de 700.000 kilómetros, el tiempo que tardan los fotones en llegar a la superficie del sol desde el centro del sol no es de 2,3 segundos. Estos fotones tardan aproximadamente 10 millones de años en completar este viaje. La luz solar que ahora recibimos en la Tierra abandonó la superficie del sol hace ocho minutos, pero cuando emergió del núcleo solar, grandes simios y elefantes de marfil extintos todavía caminaban por África, que no está conectada con Eurasia. Pero la evolución "continua" eventualmente terminará, y cuando el fuego abrasador se extinga, las estrellas se convertirán en brasas. Cuando todo el hidrógeno se convierta en helio, el fuego del núcleo no tendrá suficiente combustible para mantenerse, y los días tranquilos de la estrella de la secuencia principal llegarán a su fin y llegará un período de gran turbulencia. Una vez que se agota el combustible, la velocidad de la reacción termonuclear cae inmediatamente bruscamente, se rompe el equilibrio entre la gravedad y la presión de radiación y prevalece la gravedad. Una estrella con un núcleo de helio y una capa de hidrógeno comienza a encogerse bajo su propia gravedad, y la presión, la densidad y la temperatura aumentan. Luego, el hidrógeno no utilizado en la capa exterior de la estrella comienza a arder, la capa comienza a expandirse. y el núcleo se encoge. A temperaturas de unos 100 millones de grados, los átomos de helio del núcleo de la estrella se fusionan formando átomos de carbono. Cada tres núcleos de helio se fusionan en un núcleo de carbono, y el núcleo de carbono captura otro núcleo de helio para formar un núcleo de oxígeno. La velocidad de estas nuevas reacciones es completamente diferente a la de la fusión lenta del hidrógeno. Estallan a la velocidad del rayo (brillo de helio), lo que obliga a la estrella a ajustar su estructura tanto como sea posible. Después de aproximadamente un millón de años, la salida de energía nuclear se estabilizó. Durante los siguientes cientos de millones de años, la estrella estuvo temporalmente estable, el helio del núcleo se consumió gradualmente y la quema de hidrógeno avanzó cada vez más hacia las capas exteriores. Sin embargo, este ajuste tiene un coste, ya que la estrella se expande significativamente para adaptar su estructura al aumento de luminosidad. Su volumen aumentaría mil millones de veces. Durante este proceso, el color de la estrella cambia a medida que sus capas externas se enfrían a medida que se alejan del núcleo caliente. Las estrellas en este estado se llaman gigantes rojas. La temperatura de la superficie de las estrellas en el período de las gigantes rojas es relativamente baja, pero debido a su enorme tamaño, son extremadamente brillantes. Muchas de las estrellas más brillantes visibles a simple vista son gigantes rojas, como Betelgeuse, Betelgeuse, Arcturus, Antares, etc. Nuestro sol también se convertirá en un "gigante" rojo dentro de cinco a seis mil millones de años. Cuando se agote el hidrógeno del núcleo, el sol comenzará a expandirse. En ese momento, Mercurio se convertirá en vapor, la atmósfera de Venus desaparecerá y los océanos de la Tierra hervirán. Entonces el sol seguirá expandiéndose y traerá a la tierra a su esfera de influencia. Los restos carbonizados de la Tierra seguirán flotando en la cálida y extremadamente delgada atmósfera del sol gigante. La densidad del material en las capas exteriores de la gigante roja es mucho menor que el vacío óptimo disponible en los laboratorios de la Tierra. Después de que la estrella se expande hasta convertirse en una gigante roja y la velocidad de la reacción termonuclear decae irreversiblemente, la estrella expulsa gas y se reduce al tamaño de la Tierra, que tiene varios miles de kilómetros de diámetro. La concentración de material hace que la temperatura de la superficie de la estrella aumente significativamente, incluso volviéndola blanca. El pequeño tamaño y la alta temperatura de la superficie llevaron a que la estrella fuera nombrada enana blanca. Las enanas blancas son el final de la evolución de las estrellas de masa intermedia y se encuentran por toda la Vía Láctea. Cuanto mayor es su masa, menor es su radio. Como no existe una reacción termonuclear que proporcione energía, la enana blanca emite radiación y se enfría al mismo ritmo. Sin embargo, las enanas blancas son frugales por naturaleza y requieren miles de millones de años para enfriarse después de su formación. El proceso de atenuación de las enanas blancas es muy lento. Desde la creación del universo y la aparición de las primeras estrellas hace 15 mil millones de años, probablemente no ha existido una enana negra, lo que requiere mucha paciencia. El Sol se encuentra en el punto medio de su fase de secuencia principal y tardará cinco mil millones de años en alcanzar la "vejez" como una nebulosa planetaria. Estará activa brevemente durante otros 100.000 años, luego se convertirá en una enana blanca, morirá lentamente después de 10 mil millones de años y finalmente vivirá para siempre como una enana negra.