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CICLO DE VIDA DE UNA ESTRELLA Después Del Big Bang grandes nubes de gas y polvo se agrupan, debido a la fuerza de atracción entre sus partículas, formándose una masa de materia densa y brillante. Así, la vida de una estrella está determinada por la masa que reúne al nacer. PROTOESTRELLA: Esta densa masa de gas y polvo gira aumentando su temperatura. Cuando la temperatura es superior a los 2000000°C los átomos se mueven rápidamente y a l chocar unos con otros se unen, LIBERANDO ENERGÍA, este proceso se llama FUSION NUCLEAR. SECUENCIA PRINCIPAL: Durante millones de años en las estrellas suceden reacciones de fusión nuclear que generan su brillo. El tiempo que una estrella permanece en esta etapa depende de su tamaño y luminosidad. Las ESTRELLAS SUPERMASIVAS (MASA 20 VECES LA DEL Sol) son de “vida corta”, agotan rápidamente el material almacenado en su núcleo y su temperatura es muy superior a la del Sol. Las SUPER GIGANTES AZULES pueden ser 10000 veces mas luminosas que el Sol y permanecer en la secuencia principal un millón de años. En cambio una estrella SIMILAR AL SOL puede permanecer decenas de miles de millones de años en esta etapa. Las ESTRELLAS PEQUEÑAS (mitad de la masa del Sol) agotan lentamente el gas de su núcleo teniendo una vida muy larga, con temperaturas y luminosidad menores a la del Sol. Las ENANAS MARRONES tienen un brillo menor que el Sol y pueden permanecer en la secuencia principal cientos de miles de millones de años. MUERTE ESTELAR: La vida de una estrella termina cuando se agota el material en su núcleo. Dependiendo del tamaño de la estrella pueden ocurrir distintos eventos. En las estrellas SUPERMASIVAS puede ocurrir una explosión violenta que origina una SUPERNOVA, la que puede llegar a brillar más que la galaxia que la contiene. Alrededor de la explosión queda un material nebular disperso llamado remanente de supernova. Además la muerte de una estrella supermasiva puede formar una ESTRELLA DE NEUTRONES o un AGUJERO NEGRO dependiendo de la masa estelar. En una estrella SIMILAR AL SOL, el agotamiento del combustible nuclear ocasiona el aumento en la presión interna de los gases, esto provoca un crecimiento de la estrella hasta convertirse en una GIGANTE ROJA. Su atmósfera se expande y enfría formando una NEBULOSA PLANETARIA. En su centro se observa finalmente una estrella ENANA BLANCA separada del resto de los gases. En las ESTRELLAS PEQUEÑAS, si la masa inicial es inferior a la décima parte de la masa del Sol, las reacciones nucleares no logran iniciarse, ya que la temperatura del centro no es la requerida para la fusión. Una vez que se ha contraído al máximo, la estrella disipa lentamente su energía hasta enfriarse completamente. Estas estrellas se conocen como ENANAS MARRONES.
