¿Cómo nace y muere una estrella?

Una estrella se forma a partir de una nube de gas molecular denso y frío. La nube, para poder convertirse potencialmente en una estrella, necesita colapsar e incrementar su densidad.

Una estrella puede colapsar comúnmente de dos maneras: o colisiona con otra nube molecular densa o puede estar lo suficientemente cerca como para encontrarse con la presión causada por supernova gigante. Varias estrellas pueden nacer al mismo tiempo a partir de la colisión de dos galaxias. En ambos casos, se necesita calor para impulsar la reacción, que proviene de la gravedad mutua atrayendo todo el material hacia el interior.

 Lo que ocurre a continuación depende del tamaño de la estrella recién nacida, la protoestrella. Las protoestrellas pequeñas nunca tendrán suficiente energía para convertirse en otra cosa que una enana marrón (piensen en un Júpiter muy masivo). Una enana marrón es un objeto subestelar que no puede mantener temperaturas lo suficientemente altas como para perpetuar la fusión del hidrógeno en helio. Desde el punto de vista técnico y por su composición química, algunas enanas marrones pueden ser llamadas estrellas, pero el resultado final es el mismo: se enfriarán lentamente durante miles de millones de años hasta alcanzar la temperatura de fondo del universo.

Según su tamaño, las protoestrellas medianas y grandes pueden seguir uno de dos caminos: si son más pequeñas que el Sol, experimentan una reacción en cadena protón-protón para convertir hidrógeno en helio. Si son más grandes que el Sol, experimentan un ciclo carbón-nitrógeno-oxígeno para convertir hidrógeno en helio. La diferencia es la cantidad de calor involucrado. El ciclo CNO se lleva a cabo a una temperatura mucho más alta que el ciclo de la cadena p-p.

El ciclo de vida de una estrella depende de la velocidad con que consume su hidrógeno. Por ejemplo, las pequeñas estrellas enanas rojas pueden durar cientos de miles de millones de años, mientras que las supergigantes grandes consumen la mayor parte del hidrógeno en unos comparativamente pocos millones de años. Una vez que la estrella consume la mayor parte del hidrógeno alcanza la madurez. Así es cómo se forman las estrellas.

Una estrella llega a la mediana edad por medio de la fusión del hidrógeno en helio. ¿Qué pasa después? Una vez que la estrella agotó el hidrógeno que puede convertir en helio, la estrella sigue uno de varios caminos.

Si la estrella es 0,5 veces la masa del Sol —la mitad de la masa del Sol—, la presión de los electrones degenerados impedirá que la estrella colapse sobre sí misma. Debido a la edad del universo, los científicos sólo pueden usar modelos de computadora para predecir que ocurrirá con tales estrellas. Una vez finalizada su fase activa —hidrógeno a helio—, se convierte en una enana blanca.

Una enana blanca puede originarse de una de dos formas: primero, si la estrella es muy pequeña, la presión de los electrones degenerados detiene simplemente el colapso de la estrella, se le agota el hidrógeno y se convierte en una enana blanca. Segundo, y más común, el núcleo de la estrella puede estar todavía rodeado por algunas capas de hidrógeno, que continúan con el proceso de fusión y provocan la expansión de la estrella, convirtiéndola en una gigante roja.

Una gigante roja es una estrella en el proceso de quemar el helio para formar cabón y oxígeno. Si la energía no alcanza para realizar este proceso, la capa exterior de la estrella es expulsada y queda un núcleo inerte de oxígeno y carbón: una enana blanca remanente. Si la energía involucrada es suficiente para quemar las envolturas estelares, puede formarse una nebulosa planetaria. Si dicha enana blanca forma parte de un sistema binario, puede llegar a ser una supernova del tipo Ia, pero esto es muy raro. En cambio, se piensa que una enana blanca finalmente se enfriará dando lugar a una enana negra, en teoría, porque no hay enanas blancas más antiguas que el universo, las enanas negras son entidades teóricas sólo porque no transcurrió el suficiente tiempo como para se forme alguna.

Si una estrella que llegó al final de su fase productiva está por debajo del Límite de Chandrasekhar, 1,4 veces la masa del Sol—, entonces se convertirá en una enana blanca; si está por sobre este límite se convertirá en una estrella de neutrones. Si una estrella supera más de cinco veces la masa del Sol, cuando se detiene la fusión del hidrógeno se produce una supernova y el resto de la materia se condensará en un agujero negro.