Piensa en cómo cambia el color de un trozo de metal con la temperatura. Una bobina de una estufa eléctrica empezará siendo negra, pero al añadir calor empezará a brillar con un rojo apagado. Con más calor, la bobina se vuelve de un rojo más brillante, y luego naranja. A temperaturas extremadamente altas, la bobina se volverá blanco-amarillenta, o incluso blanco-azulada (es difícil imaginar que la bobina de una estufa se caliente tanto). El color de una estrella también viene determinado por la temperatura de su superficie. Las estrellas relativamente frías son rojas, las más cálidas son anaranjadas o amarillas, y las extremadamente calientes son azules o blanco-azuladas.El color es la forma más común de clasificar las estrellas. La tabla siguiente muestra el sistema de clasificación. La clase de una estrella viene dada por una letra. Cada letra corresponde a un color, y también a un rango de temperaturas. Tenga en cuenta que estas letras no coinciden con los nombres de los colores; son restos de un sistema antiguo que ya no se utiliza. Para la mayoría de las estrellas, la temperatura superficial también está relacionada con el tamaño. Las estrellas más grandes producen más energía, por lo que sus superficies son más calientes. Estas estrellas tienden al blanco azulado. Las estrellas más pequeñas producen menos energía. Sus superficies son menos calientes, por lo que tienden a ser amarillentas.
Como señala la NASA, las estrellas tienen un ciclo de vida que se expresa de forma similar al ciclo de vida de un ser vivo: nacen, crecen, cambian con el tiempo y finalmente mueren. La mayoría de las estrellas cambian de tamaño, color y clase al menos una vez en su vida. Lo que los astrónomos saben sobre los ciclos de vida de las estrellas se debe a los datos recogidos por los telescopios visuales, de radio y de rayos X. Para saber más sobre la formación estelar de la Agencia Espacial Europea (ESA), pulse aquí.
La secuencia principal
Durante la mayor parte de la vida de una estrella, la fusión nuclear en el núcleo produce helio a partir del hidrógeno. Una estrella en esta fase es una estrella de la secuencia principal. Este término proviene del diagrama de Hertzsprung-Russell que se muestra aquí. Para las estrellas de la secuencia principal, la temperatura está directamente relacionada con el brillo. Una estrella está en la secuencia principal mientras sea capaz de equilibrar la fuerza interior de la gravedad con la fuerza exterior de la fusión nuclear en su núcleo. Cuanto más masiva es una estrella, más debe quemar combustible de hidrógeno para evitar el colapso gravitatorio. Como queman más combustible, las estrellas más masivas tienen temperaturas más altas. Las estrellas masivas también se quedan sin hidrógeno antes que las estrellas más pequeñas. Nuestro Sol ha sido una estrella de la secuencia principal durante unos 5.000 millones de años y continuará en la secuencia principal durante unos 5.000 millones de años más. Las estrellas muy grandes pueden estar en la secuencia principal sólo 10 millones de años. Las estrellas muy pequeñas pueden durar entre decenas y cientos de miles de millones de años.
Gigantes rojas y enanas blancas
Cuando una estrella empieza a agotar su hidrógeno, fusiona los átomos de helio en átomos más pesados, como el carbono. Una estrella gigante azul ha agotado su combustible de hidrógeno y se encuentra en una fase de transición. Cuando los elementos ligeros se agotan en su mayor parte, la estrella ya no puede resistir la gravedad y empieza a colapsar hacia dentro. Las capas exteriores de la estrella crecen hacia fuera y se enfrían. La estrella más grande y fría se vuelve de color rojo y por eso se llama gigante roja. Lo que ocurre a continuación depende de la masa de la estrella. Una estrella típica, como el Sol, deja de fusionarse por completo. El colapso gravitacional encoge el núcleo de la estrella hasta convertirlo en un objeto blanco y brillante del tamaño de la Tierra, llamado enana blanca. Una enana blanca acabará apagándose.
Supergigantes y Supernovas
Una estrella que se queda sin helio acabará su vida de forma mucho más dramática. Cuando las estrellas muy masivas abandonan la secuencia principal, se convierten en supergigantes rojas.A diferencia de las gigantes rojas, cuando todo el helio de una supergigante roja desaparece, la fusión continúa. Los átomos más ligeros se fusionan en átomos más pesados hasta llegar a los átomos de hierro. La creación de elementos más pesados que el hierro mediante la fusión utiliza más energía de la que produce, por lo que las estrellas no suelen formar elementos más pesados. Cuando no hay más elementos para que la estrella se fusione, el núcleo sucumbe a la gravedad y se colapsa, creando una violenta explosión llamada supernova. La explosión de una supernova contiene tanta energía que los átomos pueden fusionarse para producir elementos más pesados como el oro, la plata y el uranio. Una supernova puede brillar tanto como una galaxia entera durante un breve periodo de tiempo. Todos los elementos con un número atómico superior al del litio se crearon por fusión nuclear en las estrellas.
Estrellas de neutrones y agujeros negros
Después de la explosión de una supernova, el material sobrante en el núcleo es extremadamente denso. Si el núcleo tiene menos de cuatro veces la masa del Sol, la estrella se convierte en una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones está formada casi en su totalidad por neutrones, partículas relativamente grandes que no tienen carga eléctrica.Si el núcleo que queda después de una supernova tiene más de unas cinco veces la masa del Sol, el núcleo colapsa y se convierte en un agujero negro. Los agujeros negros son tan densos que ni siquiera la luz puede escapar a su gravedad. Al no haber luz, un agujero negro no puede observarse directamente. Pero un agujero negro puede identificarse por el efecto que tiene sobre los objetos que lo rodean y por la radiación que se escapa por sus bordes. El vídeo de la izquierda muestra cómo sería observar una supernova, mientras que la otra charla TED trata sobre la caza de agujeros negros.