Saúl Blanco Lanza
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Evolución estelar
23.10.09 @ 20:19:41. Archivado en Astronomía
La evolución de una estrella depende, esencialmente, de su masa original. Las estrellas de tamaño medio tienen vidas activas generalmente largas, del orden de los 10.000 millones de años. Gran parte de este periodo lo pasan en la llamada "secuencia principal", obteniendo la energía mediante la fusión de hidrógeno en helio, en la que no experimentan cambios fisiológicos de importancia. Al terminarse este "combustible", la estrella experimenta un aumento de tamaño y se transforma en una "gigante roja", fase que dura unos millones de años más. Finalmente, el astro explota liberándose de sus capas superficiales que quedan rodeándola (formando lo que llamamos una nebulosa planetaria) y el núcleo queda reducido a un astro denso y caliente llamado "enana blanca". Las estrellas más masivas consumen hidrógeno mucho más deprisa y están relativamente poco tiempo dentro de la secuencia principal. Al final de sus vidas su diámetro crece enormemente hasta convertirse en "supergigantes rojas" que estallarán en una colosal explosión final llamada "supernova". El núcleo implota sobre sí mismo formando un cuerpo extremadamente denso llamado "estrella de neutrones". Si el astro inicial era suficientemente masivo, el colapso puede continuar hasta formar un cuerpo infinitamente denso: un agujero negro. El Sol, como cualquier estrella, no escapa de este esquema general. Los astrónomos calculan que tiene unos 5.000 millones de años de vida y le quedan aproximadamente otros tantos antes de que comience a expandirse: engullirá probablemente los planetas más cercanos, momento que supondrá el fin definitivo de la Tierra y de lo que hubiera en ella.
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