Las 21 fases de vida de una estrella (y sus características)

El Universo es un lugar inmenso y, a pesar de los increíbles avances que estamos consiguiendo, misterioso. Y en este Cosmos de más de 93.000 millones de años luz de diámetro, las protagonistas de la función son, sin lugar a dudas, las estrellas.

El Sol es una más de las 400.000 millones de estrellas que podría haber en la Vía Láctea. Y si tenemos en cuenta que nuestra galaxia es una más de, seguramente, 2 millones de millones de galaxias, estamos ante un número de estrellas en el Universo que simplemente se escapa de nuestra comprensión.

Las estrellas son cuerpos celestes de gran tamaño compuestas principalmente de hidrógeno y helio con unas temperaturas suficientemente altas como para que en su interior tengan lugar reacciones de fusión nuclear, que hacen que brillen con luz propia.

Cada estrella del Universo es única, pero uno de los mayores logros de la Astronomía ha sido, precisamente, descubrir que todas ellas pasan por unas fases de vida similares. Por ello, en el artículo de hoy, analizaremos las etapas del ciclo estelar.

Te recomendamos leer: “30 increíbles curiosidades del Universo”

¿Cuánto vive una estrella?

Las estrellas son esferas incandescentes de plasma compuestas básicamente por hidrógeno (75%) y helio (24%), dos gases que, debido a las elevadísimas temperaturas que se alcanzan en ellas, se encuentran en este estado plasmático.

Como ya hemos dicho, cada estrella es única. Y esto hace que, especialmente en función de su masa, tamaño y composición, su esperanza de vida varíe mucho. Por regla general, cuanto más grande y energética es una estrella, menos vive, pues más rápido agota su combustible.

En este contexto, las estrellas más grandes del Universo pueden vivir apenas 30 millones de años (un abrir y cerrar de ojos en conceptos astronómicos), mientras que las más pequeñas pueden llegar a tener una esperanza de vida de más de 200.000 millones de años. Esto significa que, teniendo en cuenta que el Universo tiene una edad de 13.800 millones de años, todavía no ha habido tiempo para que ninguna de estas muera.

Por ello, cada estrella vive una edad determinada. Y todas nacen de la agregación del gas y polvo presente en las nebulosas, pero tras empezar su vida, van pasando por distintas etapas dentro de su ciclo estelar.

Nuestro Sol, por ejemplo, al ser una estrella promedio y al estar a medio camino entre las estrellas menos energéticas y las más energéticas, tiene una esperanza de vida de unos 10.000 millones de años. Teniendo en cuenta que nuestra estrella se formó hace ahora 4.600 millones de años, todavía no va por la mitad de su vida pero se acerca al ecuador.

Te recomendamos leer: “Los 15 tipos de estrellas (y sus características)”

¿Cuáles son las etapas del ciclo estelar?

El ciclo o evolución estelar, también conocido como ciclo de vida de las estrellas, es la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Como si de un ser vivo se tratara, las estrellas nacen y mueren.

Existe mucha controversia acerca de las fases de vida de las estrellas, pero en este artículo hemos intentado mezclarlas todas para ofrecer la más completa información y, además, la más precisa, pues no todas las estrellas pasan por las mismas fases. Las etapas y la secuencia depende de su masa.

Por ello, hemos dividido la clasificación en cuatro partes: el ciclo de las estrellas de masa baja (menos de la mitad de masa que el Sol), las de masa intermedia (similar al Sol), las gigantes (entre 9 y 30 veces la masa del Sol) y las masivas (más de 30 veces más grandes que el Sol). Empecemos.

Para saber más: “¿Cómo se forman las estrellas?”

1. Etapas de evolución estelar de estrellas de masa baja

Empecemos por el ciclo estelar de las estrellas de masa baja, las cuales tienen una masa de, como mínimo, la mitad de la del Sol. Aquí englobamos a las estrellas más pequeñas del Universo, siendo las enanas rojas los más claros ejemplos.

Estas enanas rojas son las estrellas más abundantes del Universo y, además, las más pequeñas. Sus temperaturas en la superficie no llegan a los 3.800 °C, cosa que contribuye a que gaste muy lentamente su combustible. Esto hace que sean las estrellas más longevas, con una esperanza de vida de hasta 200.000 millones de años. En todo lo que lleva de vida el Universo, todavía no ha habido tiempo para que ninguna enana roja complete su ciclo estelar, por lo que, en este caso, algunas etapas son hipotéticas.

1.1. Protoestrella

Esta será una etapa común en todas, pues ya hemos comentado que todas las estrellas nacen de la condensación de las partículas de gas y polvo de las nebulosas, unas nubes compuestas principalmente de hidrógeno y helio situadas en medio del vacío interestelar con tamaños de entre 50 y 300 años luz.

Tras decenas de millones de años, estas partículas de gas y polvo se van condensando en un centro de masas cada vez más grande que, eventualmente, alcanza en su núcleo unas temperaturas de aproximadamente un millón de grados, momento en el que se entra en la primera fase de vida de la estrella: una protoestrella.

Esta protoestrella es una región de la nebulosa en la que, debido a su alta densidad, el gas que la forma ha perdido el estado de equilibrio y ha empezado a colapsar bajo su propia gravedad, dando lugar a un objeto celeste que, pese a ser mucho más grande que la estrella propiamente dicha (tiene que seguir compactándose), ya tiene una forma delimitada. Todavía no hay reacciones de fusión nuclear.

1.2. Secuencia principal

La secuencia principal hace referencia a la etapa de la vida de una estrella en la que gasta su combustible. Es, evidentemente, la más larga. Empieza cuando en el núcleo de la protoestrella se alcanzan temperaturas de entre 10 y 12 millones de grados, momento en el que se inicia la fusión nuclear y la estrella empieza a consumir el hidrógeno.

En el caso de las estrellas de masa baja, como las enanas rojas, todas las que observamos en el Universo se encuentran en esta fase, pues, recordemos, desde que se formaron las protoestrellas y dieron lugar a la secuencia principal, todavía no ha dado tiempo para que ninguna agote su combustible.

1.3. Subgigante

Todavía no ha habido tiempo en el Universo como para que una enana roja complete su secuencia principal, pero seguro que, cuando agote el combustible, estas estrellas de masa baja pasarán por una fase de subgigante. Cuando empieza a agotar su combustible y a perder masa, la gravedad no podrá contrarrestar a la fuerza de expansión causada por las reacciones de fusión nuclear. Por ello, entrará en una etapa en la que crecerá hasta tener un tamaño similar o mayor al Sol. Será también más brillante.

1.4. Gigante roja

La estrella seguirá creciendo. Y cuando esté ya muy cerca de consumir por completo su combustible, entrará en la etapa que se conoce como gigante roja, cuando la estrella alcanzaría un diámetro de entre 10 y 100 veces mayor que el Sol, con una luminosidad de hasta 1.000 veces nuestra estrella. Cuando alcance este tamaño, estará muy cerca de su muerte.

1.5. Enana azul

Entramos en el terreno de lo hipotético, pues esta sería la última fase de vida de las estrellas de masa baja, pero al tener una esperanza de vida de hasta 200.000 millones de años, todavía no ha habido tiempo en el Universo como para que una estrella de este tipo muera.

Teóricamente, cuando las enanas rojas pasen de la fase de gigante roja y ya no tengan combustible, perderá sus capas más externas y dejará como remanente un núcleo que, hipotéticamente, será una enana azul, un tipo de estrella cuya existencia no se ha demostrado. Tendría un tamaño inferior al de la Tierra y la masa de la enana roja estará condensada en este pequeño cuerpo celeste.

Te recomendamos leer: “Los 20 mayores misterios de la Astronomía (y del Universo)”

2. Etapas de evolución estelar de estrellas de masa intermedia

Continuemos con el ciclo de vida de las estrellas de masa intermedia, que son aquellas con una masa similar a la del Sol o, como mucho, 9 veces mayor. Como hemos comentado, el Sol es una estrella con una esperanza de vida de 10.000 millones de años. En este caso, como sí que ha habido tiempo para que estrellas de este tipo completen su ciclo de vida, ya sabemos que todas las etapas que veremos existen.

2.1. Protoestrella

Como siempre, la primera fase de vida de una estrella de masa intermedia es una protoestrella. De hecho, es precisamente la composición de la nebulosa y el proceso de formación de esta protoestrella lo que determinará el tamaño (y composición) de la estrella y, por lo tanto, su ciclo de vida. Las estrellas como el Sol nacen también de la condensación de las partículas de gas y polvo de estas nubes interestelares.

2.2. Secuencia principal

Como ya hemos dicho, la secuencia principal hace referencia a todo aquel tiempo en el que la estrella está consumiendo su combustible y hay un equilibrio entre la fuerza de la gravedad (que tira hacia dentro) y la fuerza de la fusión nuclear (que tira hacia fuera), cosa que hace que la estrella mantenga estable su forma y tamaño mientras dure el combustible. En el caso de las estrellas intermedias, podemos diferenciar dos tipos principales en función de cómo es esta secuencia principal:

Enana naranja: Están a medio camino entre una enana roja y una enana amarilla, pues su masa es menor que la del Sol. Pero como no es menos de la mitad, no entran en el anterior grupo. Su esperanza de vida se estima en 30.000 millones de años (de estas todavía no ha habido tiempo para que muera ninguna) y son interesantes en la búsqueda de vida extraterrestre.
Enana amarilla: Nuestro Sol es de este tipo. Se trata de estrellas con una esperanza de vida promedio (pueden ser más altas o más bajas) de unos 10.000 millones de años, con un diámetro medio de 1.400.000 km y temperaturas superficiales de unos 5.500 °C.

2.3. Subgigante

De nuevo, tanto las enanas naranjas como las amarillas, en cuanto terminen su secuencia principal y empiecen a agotar su combustible, se expandirán. En este caso, estaremos en la frontera entre una estrella enana y una gigante.

2.4. Gigante roja

Como pasaba con las de masa baja, tras esta etapa de subgigante, entraremos en una fase de gigante. Cuando esto suceda, el Sol podrá alcanzar un tamaño de hasta 100 veces el que tiene ahora. Esto, que se cree que pasará dentro de unos 5.500 millones de años, provocará que la Tierra sea devorada por nuestra estrella.

2.5. Enana blanca

Cuando las estrellas de tamaño promedio agotan por completo su combustible, la gigante roja que ha generado empieza a desintegrarse, perdiendo sus capas más externas y dejando como remanente su núcleo, que pasará a ser una enana blanca. Cuando nuestro Sol complete su ciclo estelar, morirá dejando un cuerpo celeste del tamaño de la Tierra con una densidad 66.000 veces mayor que la que tiene nuestra estrella ahora. Las enanas blancas, pues, son objetos pequeños pero tremendamente densos: 10.000.000.000 de kg por metro cúbico.

Te recomendamos leer: “Los 10 materiales y objetos más densos del Universo”

3. Etapas de evolución estelar de estrellas masivas

Continuamos nuestro viaje por el cosmos con las estrellas masivas, aquellas que tienen una masa de entre 9 y 30 veces la del Sol. Son estrellas muy grandes con una esperanza de vida menor a la de las estrellas que hemos ido viendo. En este caso, sus etapas de vida son bastante diferentes, pues culminan su existencia con uno de los fenómenos más violentos del Universo.

3.1. Protoestrella

Las estrellas masivas también proceden de la condensación de las partículas de gas y polvo de una nebulosa. Como vemos, no importa si la estrella es grande o pequeña. Todas ellas proceden de una nube de gas y polvo que, tras decenas de millones de años, se condensa para generar una esfera incadescente de plasma.

3.2. Secuencia principal

De nuevo, la secuencia principal hace referencia a la etapa más longeva de vida de una estrella a lo largo de la cual consume su combustible. Como las estrellas masivas tienen masas muy variables (de entre 9 y 30 veces la masa del Sol), nos centraremos en una en concreto para que sirva de ejemplo.

Estamos hablando de Rigel, una estrella supergigante azul situada a 860 años luz de distancia y que tiene un diámetro de 97.000.000 de km, casi 80 veces más grande en diámetro que el Sol. Además, tiene una masa 18 veces más grande que el Sol y es 85.000 veces más luminosa que este. Se estima que tiene una edad de 8.000 millones de años, por lo que se cree que en muy pocos millones de años, completará su secuencia principal.

Te recomendamos leer: “Las 10 estrellas más grandes del Universo”

3.3. Supergigante amarilla

Cuando las supergigantes azules completan su secuencia principal, pasan a la fase de supergigante amarilla. Es una fase de muy corta duración, por lo que prácticamente no se conocen estrellas que estén en esta etapa. La estrella va hinchándose en su camino a convertirse en una supergigante roja.

3.4. Supergigante roja

Las supergigantes rojas son la penúltima etapa de vida de las estrellas masivas. Son las estrellas más grandes del Universo en lo que a volumen se refiere, pero no en masa. De hecho, las estrellas masivas que han pasado de la fase de supergigante amarilla siguen expandiéndose hasta generar objetos celestes increíblemente grandes.

UY Scuti es un ejemplo de estrella que se encuentra en esta fase de supergigante roja. Se estima que le quedan pocos millones de años de vida, pero se trata de una estrella con un diámetro de 2.400 millones de km (recordemos que el Sol tiene un diámetro de 1,39 millones de km). Y cuando esta estrella muera, lo hará causando el fenómeno más violento del Universo: una supernova.

3.5. Supernova

Una supernova es la última (realmente la penúltima) fase de vida de las estrellas con una masa entre 8 y 20 veces la del Sol. Cuando las supergigantes rojas han gastado por completo su combustible, el colapso gravitatorio ya no deja como remanente una enana blanca, sino que se produce una explosión increíblemente violenta: una supernova.

Por lo tanto, las supernovas son explosiones estelares que ocurren cuando estas estrellas masivas llegan al final de su vida. En ellas, se alcanzan temperaturas de 3.000.000.000 °C y se emiten cantidades enormes de energía, además de radiaciones gamma que son tan energéticas que pueden atravesar toda la galaxia. De hecho, la explosión en forma de supernova de una estrella como UY Scuti, pese a estar a 9.500 años luz de distancia, podría provocar la desaparición de la vida en nuestro planeta.

3.6. Estrella de neutrones

Se cree que tras la explosión en forma de supernova de una estrella masiva, esta deja como remanente un cuerpo celeste totalmente asombroso. Estamos hablando de una estrella de neutrones. Los objetos más densos del Universo cuya existencia ha sido demostrada.

Se trata de unos cuerpos celestes con un diámetro de apenas 10 km con una masa dos veces más grande que la del Sol. Imagina que compactas dos Soles en una esfera del tamaño de la isla de Manhattan. Ahí tienes una estrella de neutrones.

En ellas, los protones y los electrones de los átomos que la conforman se fusionan debido al colapso gravitatorio, por lo que se rompen todas las distancias intraatómicas y se pueden lograr estas increíbles densidades. De hecho, se estima que las estrellas de neutrones son 8.000 millones de veces más densas que las enanas blancas.

4. Etapas de evolución estelar de estrellas hipermasivas

Finalizamos este apasionante viaje con las estrellas más grandes y masivas del Universo. Se trata de estrellas con una masa 30 veces mayor que la del Sol (el límite máximo de masa se establece en las 120 masas solares). Son estrellas con una esperanza de vida muy corta que agotan muy rápidamente su combustible y que, al morir, dejan como remanente el objeto astronómico más misterioso y asombroso del Universo.

4.1. Protoestrella

Por muy hipermasivas que sean, esto no cambia. Las estrellas hipermasivas siguen formándose tras la condensación de las partículas de gas y polvo de alguna nebulosa. En cuanto en el interior de esta protoestrella se alcanzan temperaturas suficientes como para mantener las reacciones de fusión nuclear, decimos que ha nacido una estrella.

4.2. Secuencia principal

Como ya sabemos, la secuencia principal hace referencia a la etapa de vida más longeva de la estrella durante la cual gasta su combustible. En este caso, estamos ante estrellas con una masa de entre 30 y 120 veces mayor que la del Sol. En diámetro no son tan grandes como las supergigantes rojas que hemos visto, pero sí que tienen una masa superior.

4.3. Variable luminosa azul

Cuando una estrella hipermasiva empieza a agotar su combustible, se hincha y entra en la fase de variable luminosa azul. Un ejemplo de ello es Eta Carinae, una estrella con una masa 100 veces mayor que la del Sol que se encuentra en esta etapa. Localizada a 7.500 años luz, es una estrella muy joven (de poco más de 2 millones de años) que, al ser tan masiva, ya está a punto de morir. Es cuatro millones de veces más luminosa que el Sol.

4.4. Estrella Wolf-Rayet

Cuando ya están a punto de morir, las estrellas hipermasivas entran en una última fase de vida, que se conoce como estrella Wolf-Rayet. Se entra en esta fase cuando la variable luminosa azul empieza a perder capas de su material debido a intensos vientos estelares, cosa que indica que esta a las puertas de su colapso gravitatorio.

4.5. Agujero negro

Cuando una estrella hipermasiva de, como mínimo, 20 masas solares, completa su ciclo de vida, el colapso gravitatorio de la estrella Wolf-Rayet puede culminar con una supernova o una hipernova, pero lo importante es que no deja como remanente una estrella de neutrones, sino el objeto astronómico más asombroso y misterioso del Universo.

Estamos hablando de, como no puede ser de otra manera, los agujeros negros. Los agujeros negros se forman tras la muerte de estrellas hipermasivas y se trata de los objetos celestes más densos. Toda la masa de la estrella colapsa en lo que se conoce como singularidad, un punto del espacio tiempo sin volumen que hace que, por simples matemáticas, su densidad sea infinita.

De ahí que sean cuerpos que generan una gravedad tan enorme que ni siquiera la luz puede escapar de su atracción. Por ello, no podemos (ni podremos jamás) saber qué sucede en su interior.