Estrela (astronomía): Diferenzas entre revisións

As estrelas créanse nas rexións máis densas das nubes moleculares como consecuencia das inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente por [[supernova]]s ou colisións galácticas. O proceso acelérase unha vez que estas nubes de hidróxeno molecular (H₂) empezan a caer sobre si mesmas, alimentado pola cada vez máis intensa atraciónatracción gravitatoria. A súa densidade aumenta progresivamente, sendo máis rápido o proceso no centro que na periferia. Non tarda moito en formarse un núcleo en contracción moi quente chamado [[protoestrela]]. O colapso neste núcleo é, finalmente, detido cando comezan as reaccións nucleares que elevan a presión e temperatura da protoestrela. Unha vez estabilizada a fusión do [[hidróxeno]], considérase que a estrela está na chamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% da súa vida. Cando se esgota o hidróxeno do núcleo da estrela, a súa evolución dependerá da masa e pode converterse nunha [[anana branca]] ou estoupar como [[supernova]], deixando tamén un remanente estelar que pode ser unha [[estrela de neutróns]] ou un [[burato negro]].

A principios do [[século XX]] a ciencia preguntábase cal era a fonte da incrible enerxía que alimentaba as estrellasestrelas. Ningunha das solucións coñecidas na época resultaba viable. Ningunha reacción química alcanzaba o rendemento necesario para manter a luminosidade que despedía o [[Sol]]. Así mesmo, a contracción gravitatoria, se ben resultaba unha fonte enerxética máis, non podía explicar a achega de calor ao longo de miles de millóns de anos. Cando se descubriu a interacción forte apareceron dous novos candidatos: a [[fisión nuclear|fisión]] e a [[fusión nuclear]]. A fisión quedou rapidamente descartada, xa que nas estrelas apenas se detectaba presenza algunha de elementos máis pesados que o [[ferro]]. Enseguida quedou claro que só a fusión nuclear podía prover as estrelas desas inxentes cantidades de enerxía que precisaban para manter a súa estabilidade.