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“Colisiones violentas de gas predominan la infancia de una estrella.
Eventualmente comienza la fusión nuclear, pasando así a la madurez de
la estrella, permitiendo la combustión constante por billones de años”
Cualquiera que mire hacia arriba en una noche clara y lejos de la luz de
la ciudad, puede pensar que el Universo está lleno de estrellas; algunos
científicos han estimado que solo la Vía Láctea contiene unos 100
billones de estrellas; pero cómo estas estrellas fueron creadas? Qué
cambios genera una estrella joven antes de pasar a un estado
relativamente estable? Cómo lo exhibe nuestra estrella más cercana, el
Sol?
Cómo se forman las Estrellas? Las formaciones de las estrellas están
gobernadas por dos influencias dominantes: la primera “gravedad” y la
segunda “calor”. La gravedad influye sobre los gases en movimiento,
iniciando así la fase de contracción que podría durar aproximadamente
100,000 años para luego culminar en la formación de la estrella.
Durante este colapso, la densidad del gas aumenta, choques entre átomos
y moléculas ahora son más frecuentes y la temperatura del gas también
aumenta, todo esto debido al período tan largo de este colapso (alrededor
de 10 millones de años desde un gas difuso hasta la formación de la
estrella). La resultante temperatura del gas aumenta de unos 15 grados
Kelvin ( - 433 grados Fahrenheit) a más de 11 millones de grados Kelvin
(20 millones de grados Fahrenheit).
Es decir, la vida de una estrella comienza con la difusa nube de gases
interestelar y termina cuando habiendo consumido su combustión nuclear
interna, desaparece gradualmente convirtiéndose en una enana blanca,
estrella de neutrón u hoyo negro.
Una estrella joven es extremadamente brillante, no obstante antes de
considerarse estrella, la temperatura interna de una estrella joven es
muy baja para poder fusionar el hidrógeno, teniendo como resultante una
luminosidad relativamente baja, . Gradualmente esta luminosidad aumenta
a medida que la estrella vaya fusionando el hidrógeno.
Cuando la estrella comienza a compactarse, su temperatura interna logra
estabilizarse y alcanza unos 10 millones de grados Kelvin; es en este
punto donde usualmente el hidrógeno comienza a fusionarse en Helio. El
calor liberado por la fusión origina la presión que reduce la
contracción de la estrella; es cuando entonces la estrella entra en el
período estable de toda su evolución. Este período le tomó a nuestra
estrella El Sol (una típica estrella quemadora de hidrógeno) unos 30
millones de años para compactarse de un gran tamaño como protoestrella
al tamaño que posee en el presente. El calor liberado por la fusión de
nuestro Sol ha mantenido el tamaño de nuestra estrella por unos 5
billones de años.
MUNDOS ALREDEDOR DE ESTRELLAS
Según ciertas corrientes las teorías descrita de nacimientos de
estrellas derivan en un nuevo sub-producto “los discos circunestelares”,
es decir, científicos consideran que estos discos proveen la materia
prima para la formación de sistemas planetarios.
Los discos se forman debido a que una parte del material no es colapsado
dentro del denso núcleo de la protoestrella, llegando a establecerse en
los alrededores de ciertas estrellas; estos materiales gaseosos
comienzan a condensarse particularmente, originando orbitas alrededor de
la estrella madre, asumiendo de esta manera la forma de disco
circundante a la estrella.
Muchas interrogantes quedan en nuestra mente, aún no se conoce todo
sobre la formación de estrellas, ya que existen brechas o piezas del
rompecabezas no resueltas, por lo que científicos trabajan arduamente a
través de un trabajo teórico – práctico extraordinario, para acercar
esta brecha y completar así la teoría de la formación de estrellas. A
sabiendas que estas pistas no resueltas están justo encima de nuestra
cabeza.. |
