![\"1\"](\"http:\/\/blogs.udima.es\/ingenieria-informatica\/wp-content\/uploads\/1.jpg\")
<\/a><\/p>\nPero volvamos a la protoestrella. Esta no es m\u00e1s que una esfera de gas, principalmente hidr\u00f3geno y helio, que siempre intenta alcanzar un equilibrio entre dos fuerzas opuestas. Por un lado est\u00e1 la gravedad que tender\u00e1 a comprimir esta esfera y, por otro lado, la presi\u00f3n y temperatura tender\u00e1 a expandirla. Si hay suficiente masa la presi\u00f3n y temperatura interior es tan grande que se producen reacciones de fusi\u00f3n nuclear en las que el hidr\u00f3geno es transformado en helio con gran liberaci\u00f3n de energ\u00eda. Esta energ\u00eda termina tarde o temprano en la superficie de la estrella y es irradiada en forma de luz al negro espacio exterior. Nuestra estrella ya brilla y podemos decir que ha nacido una estrella. Lo que le pase despu\u00e9s depender\u00e1 de la masa que contenga y, adem\u00e1s, esto determinar\u00e1 su final.<\/p>\n
Dec\u00eda un personaje de Blade Runner que las estrellas que brillan el doble duran la mitad y no le faltaba raz\u00f3n. Cuanto m\u00e1s masiva es una estrella mayor es el ritmo de las reacciones de fusi\u00f3n nuclear de su interior y, por tanto, m\u00e1s energ\u00eda emite y mayor es su temperatura superficial, pero menos tiempo permanecer\u00e1 brillando. Las estrellas m\u00e1s masivas que hemos visto tienen vidas muy cortas, de s\u00f3lo unos pocos millones de a\u00f1os. Agotan muy r\u00e1pidamente el hidr\u00f3geno y luego fusionan otros elementos en elementos cada vez m\u00e1s m\u00e1s pesados hasta que se forma una estructura en capas como en una cebolla. Por debajo del hidr\u00f3geno, hay helio y por debajo carbono, por debajo ne\u00f3n, por debajo ox\u00edgeno, por debajo silicio y finalmente hierro en el centro.<\/p>\n El Big Bang s\u00f3lo produjo hidr\u00f3geno y helio, los dem\u00e1s elementos, los elementos que hacen nuestros cuerpos o la corteza terrestre, se forman en el interior de las estrellas.\u00a0 Los m\u00e1s pesados que el hierro se generan en la misma explosi\u00f3n de supernova (veremos ahora en qu\u00e9 consisten) o en la colisi\u00f3n entre estrellas de neutrones. Lo que queda tras la explosi\u00f3n es o bien una estrella de neutrones de densidad nuclear o un agujero negro. Dentro de 5000 millones de a\u00f1os el Sol se har\u00e1 tan grande que Venus terminar\u00e1 en su interior y, quiz\u00e1s tambi\u00e9n, lo que quede de la Tierra. El Sol se expandir\u00e1 formando una gigantesca c\u00e1scara (que se denomina nebulosa planetaria en un nombre poco afortunado) y en el centro s\u00f3lo quedar\u00e1 una enana blanca.<\/a><\/p>\n
\nPodemos calificar las estrellas seg\u00fan este criterio en lo que se denomina clase espectral.\u00a0 Tradicionalmente, las distintas clases o tipos, ordenadas de mayor a menor temperatura, de mayor a menor masa, eran: O, B, A, F, G, K, M.
\nPara poder recordar bien las distintas clases espectrales hay una bonita regla nemot\u00e9cnica en ingles: Oh Be A Fine Girl Kiss Me! Una regla que humaniza a los astr\u00f3nomos.
\nLas estrellas de clase O son muy masivas, hasta 90 veces m\u00e1s masivas que el Sol,\u00a0 y muy brillantes, hasta un mill\u00f3n de veces m\u00e1s brillantes que el Sol. Tan calientes (hasta 50.000 grados en su superficie) que principalmente emiten luz m\u00e1s all\u00e1 del violeta, colores que no podemos ver con el ojo humano. Un ejemplo de este tipo es la estrella Alnitak en Ori\u00f3n.
\nOh be a fine girl kiss me! La siguiente clase es la B, con masas de hasta 16 masas solares y temperaturas de hasta 30.000 grados kelvin (K de ahora en adelante). Un ejemplo de clase B es Algol.
\nTanto las estrellas de clase O como las B se nos antojan azules cuando las miramos con nuestros ojos.
\nOh be a fine girl kiss me! Las estrellas de tipo A llegan hasta los 10.000 K de temperatura superficial y se nos antojan de color blanco. Altair y Sirius A son ejemplos de estas estrellas.
\nOh be a fine girl kiss me!\u00a0 Las estrellas de tipo F son blancas amarillentas y tienen temperaturas de hasta 7500 K.\u00a0 Gamma Virginis es un ejemplo de este tipo.
\nOh be a fine girl kiss me! Le toca el turno a las estrellas de tipo G, que son las estrellas como el Sol, estrellas amarillas de hasta 6000 K de temperatura superficial.
\nLlegados a este punto nos podemos preguntar sobre si hay estrellas verdes. Al fin y al cabo, el verde es un color espectral (est\u00e1 en el arco iris) y a una temperatura lo suficientemente ajustada la estrella tendr\u00eda el pico de emisi\u00f3n en ese color. Sin embargo, por una cuesti\u00f3n de percepci\u00f3n del ojo humano no hay estrellas que se nos antojen verdes.
\nOh be a fine girl kiss me!\u00a0 Las estrellas de tipo K son estrellas naranjas, m\u00e1s fr\u00edas que el Sol, con temperaturas superficiales de hasta 5200K. Alfa Centauri es un estrella naranja de tipo K, a poco m\u00e1s de 4 a\u00f1os de nosotros.
\nOh be a fine girl kiss me! Ya s\u00f3lo nos quedan las enanas rojas o estrella de clase M. Son estrellas peque\u00f1as, pues tienen masas que van de 0,075 a 0,5 veces la del Sol. Adem\u00e1s, son estrellas fr\u00edas con temperaturas menores a los 4000K. Estas estrellas emiten la mayor parte de su luz en el infrarrojo, por debajo de lo que el ojo humano puede ver y se nos antojan rojas a nuestra vista. Son adem\u00e1s las estrellas m\u00e1s abundantes de nuestra galaxia. Un ejemplo de este tipo lo tenemos en Proxima Centauri.
\nHay otras estrellas a\u00fan m\u00e1s ligeras y fr\u00edas, las enanas marrones, que podr\u00edamos calificar de estrellas fallidas, pues no pueden fusionar hidr\u00f3geno y a, lo m\u00e1s, fusionan deuterio durante un tiempo.
\nAcabamos de ver que la masa de una estrella determina su color y brillo, pero adem\u00e1s, vamos a ver que determina tambi\u00e9n su destino.
\nLas estrellas se pueden representar en un diagrama Hertzsprung\u2013Russell de color frente a luminosidad. Hay una S en la diagonal que es la llamada secuencia principal. Todas las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas en esa secuencia principal, pero nacen y mueren fuera de ella.<\/p>\n<\/a><\/p>\n<\/a><\/p>\n
\nEl caso es que las estrellas m\u00e1s pesadas llegan a la formaci\u00f3n de hierro y, a partir de ah\u00ed no hay reacciones de fusi\u00f3n que generen energ\u00eda. La estrella se desestabiliza y explota en una destello monumental tan brillante como toda una galaxia en lo que llamamos un explosi\u00f3n de supernova de tipo II. En esa explosi\u00f3n se esparcen los elementos pesados a partir de los cuales se forman otras estrellas y planetas.<\/p>\n<\/a><\/p>\n
\nLas estrellas pesadas s\u00f3lo brillan durante unos pocos millones de a\u00f1os, brillan mucho, y luego mueren en una explosi\u00f3n colosal. No es posible la vida tal y como la conocemos alrededor de este tipo de estrellas, pues a la vida no le dar\u00eda tiempo surgir y evolucionar.
\nLas estrellas como el Sol viven m\u00e1s, en el caso de Sol unos 10.000 millones de a\u00f1os de los que, en el caso del Sol, ya ha consumido 5000 millones. Las estrellas de este tipo no llegan a sintetizar hierro o elementos pesados y mueren como gigantes rojas, englobando los planetas que est\u00e9n orbitando cerca.<\/p>\n<\/a><\/p>\n
\nLas nebulosas planetarias son de los objetos m\u00e1s bellos del Cosmos y hay que reconocer que algunas estrellas mueren con mucho estilo.
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\nUna estrella de tipo K puede brillar durante 30.000 millones de a\u00f1os, as\u00ed que si tenemos que pensar en un sitio propicio para la vida, nada mejor que un planeta rocoso grande\u00a0 a la distancia adecuada de una estrella de este tipo como para que el agua permanezca en estado l\u00edquido. La vida puede dar lugar a formas vivientes que ni podemos imaginar tras una evoluci\u00f3n de decenas de miles de millones de a\u00f1os.
\nPero las enanas rojas son las m\u00e1s longevas, pues pueden vivir hasta 10 billones de a\u00f1os (10.000.000.000.000), que es mucho m\u00e1s que la actual edad del Universo, cifrada en s\u00f3lo 13.800 millones de a\u00f1os (13.800.000.000) . Se cree que al final las enanas rojas terminan siendo enanas blancas. Todas las enanas rojas formadas hasta ahora en el Universo todav\u00eda est\u00e1n brillando.<\/p>\n