En general, el espacio interestelar que existe en el Universo está lleno de grandes cantidades de material cósmico, que está formado principalmente por hidrogeno y otros elementos más pesados, resultado de las explosión que sufren las estrellas en su fase final de vida.
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por estrellas que explotan o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella.
Las estrellas están formadas por un núcleo central, una gran capa exterior (radiactiva y conectiva) que lo rodea y una segunda capa que constituye su atmosfera.
Dentro de núcleo se alcanzan temperatura de millones de grados (aprox. 10-15 millones ºC) y es donde se producen la reacciones de fusión termonuclear, la cuales combinan dos átomos de hidrogeno para formar helio. Estas reacciones producen una gran cantidad de energía (radiación, calor…) que es radiada hacia el exterior y evita que la estrella siga contrayéndose por la fuerza de la gravedad.
Cuando las reacciones termonucleares del hidrógeno se ponen en marcha la estrella entra en una fase que se llama "secuencia principal", se puede considerar que es la fase de tiempo más larga y estable de la evolución de la estrella. Una estrella con una masa semejante a nuestro Sol tardará 10.000 millones de años en transformar todo el hidrógeno que hay en su núcleo, y en general este tiempo depende del tamaño inicial de la estrella y el ritmo a cual transforma el hidrógeno. Nuestro Sol, con sus 5000 millones de año es una estrella de mediana edad.
En la medida que se agota el hidrógeno, la produciendo de energía disminuye y el núcleo comienza un nuevo colapso debido a la omnipresente fuerza de gravedad. Sin embargo el hidrógeno de la capa exterior, que no estaba lo suficientemente caliente para poder ser transformado en hidrógeno, empieza calentarse por su propia compresión y la que ejerce el núcleo de la estrella, el cual sigue contrayéndose y elevando su temperatura.
Estos dos procesos simultáneos que comprimen y calientan la capa exterior y el núcleo, termina provocando una reacción termonuclear en la capa exterior que transforma hidrógeno en helio y otra que cambia el helio del núcleo en elementos más pesados (carbono, oxigeno…). Durante este proceso la estrella se expande en sus capas exteriores y pueden alcanzan 30, 50 ó 100 veces su tamaño original. Se llaman rojas porque favorecen la emisión de luz que nuestros ojos ven de color rojo.
Una estrella puede permanecer como gigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga y terminará en una Enana Blanca. Este tipo de estrellas son muy pequeñas (su tamaño es como el de la tierra) y tienen una densidad de 1 millón de veces la del agua, una temperatura superficial de pocas decenas de miles de grados y luminosidad muy baja: unas mil veces inferior a la del sol.
El sol se convertirá en una gigante roja dentro de unos 5 mil millones de años y su capas externas llegarán mas allá de la órbita de Marte, engullendo a Mercurio, Venus y la Tierra.
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