El documento describe las diferentes etapas en la formación y evolución de una estrella, incluyendo la formación de una protoestrella a partir del colapso de una nube molecular, la fusión nuclear que ocurre durante la secuencia principal, y las posibles etapas posteriores como gigante roja o supernova. También describe brevemente la evolución esperada para nuestro Sol, incluyendo las etapas actuales y futuras de secuencia principal y gigante roja.

1. Alejandro Sardá
Ariadna Dalmau
1 Batx. B
CMC

2. Nacimiento de una estrella
Aunque la proporción de polvo material en la nube es pequeña
comparada con la cantidad de gas, estas nubes son tan extensas que
acumulan suficiente masa para generar miles, incluso millones de
estrellas como el Sol.
El proceso de formación se desencadena cuando se produce por algún
motivo, una “fragmentación” de la nube, que se rompe en
fragmentos, que tienen la suficiente densidad, relación entre la
cantidad de masa y el volumen que ocupa- como para empezar a
contraerse lentamente. El motivo, origen de la fragmentación, puede
ser la llegada de una onda de choque procedente de la ya
mencionada explosión de una supernova, fase final de estrellas con
mucha masa cercana.
Este proceso no tiene vuelta atrás, el fragmento de nube sigue
contrayéndose y haciéndose más denso (más masa en menos
volumen), hasta alcanzar un valor de veinte órdenes de magnitud
mayor que el fragmento de nube original a partir del cual ya hay
suficiente masa para que empiece a actuar la fuerza de la gravedad,
haciendo que la nube se colapse y se hunda bajo su propio peso. Se
acaba de formar el núcleo central de la estrella: la protoestrella,
sobre el que continúa cayendo el resto de materia del fragmento de
la nube.
Conforme sigue cayendo material en la protoestrella, esta se pone a
girar, expulsando a su vez chorros como géiseres de materia a
grandes distancias y con mucha velocidad, haciendo que la
protoestrella no gire demasiado deprisa, lo que conllevaría su
desintegración.
Debido a esta rotación inicial, la materia de la nube se deposita
preferentemente en el ecuador de la protoestrella, formándose lo que
se conoce como disco de materia, en órbita alrededor de la
protoestrella, y que puede constituir la semilla de un futuro sistema
de planetas alrededor de la misma, análogo al sistema solar.
Esta primera etapa de formación de una estrella dura unos 100.000
años y como se encuentra oscurecida por el polvo de la nube, no se
ve, únicamente se puede usar, como se ha comentado antes,
radiotelescopios (captan la emisión de ondas de radio) o telescopios
de infrarrojos, para detectar dicha etapa.
Después, a medida que el material cae sobre la protoestrella y la
envoltura del fragmento de nube de gas y polvo se disipa, el embrión

3. se hace visible. En una estrella como el Sol, esto ocurre un millón de
años después del inicio del proceso de colapso.
Evolución de una estrella
La evolución de una estrella esta dada en principio por la cantidad de
materia de la cual está formada, en otras palabras la masa de la
estrella. Básicamente una estrella de mayor masa consume su
combustible de forma más rápida que una de menor masa,
transitando a través del diagrama H-R mas rápidamente, estando
poco tiempo dentro de la secuencia principal como se ha mencionado
anteriormente.
Las estrellas pueden evolucionar de las siguientes maneras:
1) PSP: Presecuencia principal: es el proceso por el cual grandes
masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas
nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes
moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo
unas pocas.
2) SP: Secuencia principal: es aquí donde pertenecen la majoria de
las estrellas. Una región difusa debido a la variedad de masas, a la
presencia de compañeras cercanas, campos magnéticos, a la
rotación y a indeterminaciones observacionales, tales como la
distancia y correcta evaluación de la luminosidad estelar.
3) SubG: Subgigante: es una clase de estrella que es más brillante
que una enana de la secuencia principal, pero no tanto como una
gigante, estas han terminado la fusión del hidrógeno en sus
núcleos.
4) GR: Gigante roja: es una estrella de masa baja o intermedia
(menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el
hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal,
convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar
hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte.
5) AR: Apelotonamiento rojo: es una de las fases tardías de la
evolución estelar de las estrellas de masa intermedia y alta
metalicidad.
6) RH: Rama horizontal: es una de las fases tardías de la evolución
estelar de las estrellas de masa intermedia y baja metalicidad.

4. 7) RAG: Rama asintótica gigante: es un periodo de la evolución
estelar que experimentan todas las estrellas de masa intermedia
(entre 0,5 y 9-10 masas solares) al final de sus vidas.
8) SGAz: Supergigante azul: son estrellas de gran tamaño en las
que los procesos de fusión nuclear se desarrollan a tal ritmo que el
hidrógeno se consume rápidamente en cantidades ingentes, lo que
las convierte en las estrellas más activas de todas las conocidas.
9) SGAm: Supergigante amarilla: es una fase intermedia entre la
de supergigante azul y la de supergigante roja que atraviesan las
estrellas de masa elevada.
10) SGR: Supergigante roja: son estrellas supergigantes (de
clase de luminosidad I) de tipo espectral K o M. Son las estrellas
más grandes (en términos de volumen) que se encuentran en el
universo, aunque no son las más masivas
11) WR: Estrella Wolf-Rayet: son estrellas masivas (con más de 20-
30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes
pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares.
Muerte de una estrella
Una estrella puede morir de diversas formas:
1) NP: Nebulosa planetaria: es una nebulosa de emisión
consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y
gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante
que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos
momentos de sus vidas.
2) SN: Supernova: es una explosión estelar que puede manifestarse
de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la
esfera celeste donde antes no se había detectado nada en
particular. Estas producen destellos de luz intensísimos que
pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se
caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta
alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o
menos suave hasta desaparecer completamente.
3) BRG: Brote de rayos gamma: son destellos de rayos gamma
asociados con explosiones extremadamente energéticas en
galaxias distantes. Son los eventos electromagnéticos más
luminosos que ocurren en el universo.

5. Aparte también pueden dejar un remanente estelar:
1) EB: Enana blanca: se genera cuando una estrella de masa menor
a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De
hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que
atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol.
2) EN: Estrella de neutrones: es un remanente estelar dejado por
una estrella supergigante después de agotar el combustible
nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo
Ib o tipo Ic.
3) AN: Agujero negro: es una región finita del espacio-tiempo
provocada por una gran concentración de masa en su interior, con
enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo
gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los
fotones de luz, puede escapar de dicha región.
En esta diagrama podem apreciar un esquema de la evoluciona y fases por
las que pasa una estrella.

6. El sol:
Las estrellas, como el Sol,
permanecen en fase de
protoestrella (durante la cual su
temperatura no es todavía
suficiente para encender las
reacciones nucleares en el
centro) durante algunos
millones de años, hasta que
comienzan las reacciones
nucleares. Luego alcanzan la
secuencia principal donde
comienzan a quemar hidrógeno.
Los cálculos indican que en el
Sol esta fase comenzó hace 4,5
mil millones de años y durará
otros 5 mil millones.
Una vez que el Sol agote el
suplemento de hidrógeno, el
núcleo de este contendrá sólo helio. La fusión del hidrógeno
continuará en la capa que rodea al núcleo, el cual va creciendo. Su
propio peso provoca su contracción, la temperatura central
aumentará y comienza la fusión del helio. Los núcleos de helio se
combinan entre sí para formar elementos más pesados: C, N y O, son
las llamadas reacciones CNO. En este proceso se entrega calor a la
estrella, el cual se suma al producido por la fusión de hidrógeno en
helio, que todavía continúa realizándose en las capas exteriores. Este
calor provoca la expansión de la superficie, mucho más allá que en
las estrellas normales (de secuencia principal). El Sol abandonará la
secuencia principal y entra en la fase de gigante roja, durante la cual
su radio aumentará hasta la órbita de Marte y perderá mucha masa.
Para entonces la Tierra ya habrá desaparecido pues a medida que la
estrella se expande, se enfría.
Cuando el Sol alcance el final de la fase de gigante roja habrán
pasado uno o dos millones de años desde que dejó la secuencia
principal. La fusión del helio proporciona menos energía que la del
hidrógeno, es decir que la reserva de helio se agota mucho más
rápido que la de hidrógeno. Por eso esta fase es corta respecto de
toda la vida de la estrella y se observan pocas gigantes rojas.