esta imagen rastrea la vida de una estrella similar al sol, desde su nacimiento en el lado izquierdo del marco hasta su evolución en una gigante roja a la derecha después de miles de millones de años
volucionó a partir de estrellas de secuencia principal con masas en el rango de alrededor de 0.3 m to a alrededor de 8 M.., Cuando una estrella se forma inicialmente a partir de una nube molecular colapsante en el medio interestelar, contiene principalmente Hidrógeno y helio, con trazas de «metales» (en la estructura estelar, esto simplemente se refiere a cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio, es decir, número atómico mayor que 2). Estos elementos están todos uniformemente mezclados en toda la estrella. La estrella alcanza la secuencia principal cuando el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para comenzar a fusionar hidrógeno (unos pocos millones de kelvin) y establece un equilibrio hidrostático., Durante su vida en la secuencia principal, la estrella convierte lentamente el hidrógeno en el núcleo en helio; su vida en la secuencia principal termina cuando casi todo el hidrógeno en el núcleo se ha fusionado. Para el sol, la vida de la secuencia principal es de aproximadamente 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas se queman desproporcionadamente más rápido y, por lo tanto, tienen una vida útil más corta que las estrellas menos masivas.
Cuando la estrella agota el combustible de hidrógeno en su núcleo, las reacciones nucleares ya no pueden continuar y por lo tanto el núcleo comienza a contraerse debido a su propia gravedad., Esto lleva hidrógeno adicional a una zona donde la temperatura y la presión son suficientes para hacer que la fusión se reanude en una concha alrededor del núcleo. La cáscara que quema hidrógeno resulta en una situación que ha sido descrita como el principio espejo; cuando el núcleo dentro de la cáscara se contrae, las capas de la estrella fuera de la cáscara deben expandirse. Los procesos físicos detallados que causan esto son complejos, pero el comportamiento es necesario para satisfacer la conservación simultánea de la energía gravitacional y térmica en una estrella con la estructura de la concha., El núcleo se contrae y se calienta debido a la falta de fusión, por lo que las capas externas de la estrella se expanden en gran medida, absorbiendo la mayor parte de la energía extra de la fusión de la cáscara. Este proceso de enfriamiento y expansión es la estrella subgigante. Cuando la envoltura de la estrella se enfría lo suficiente, se convierte en convectiva, la estrella deja de expandirse, su luminosidad comienza a aumentar, y la estrella está ascendiendo la rama gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell (H–R).,
Mira a es una vieja estrella, ya vertiendo sus capas externas en el espacio
el camino evolutivo que la estrella toma a medida que se mueve a lo largo de la rama gigante roja depende de la masa de la estrella. Para el sol y las estrellas de menos de 2 M the El núcleo se volverá lo suficientemente denso como para que la presión de degeneración de electrones le impida colapsar aún más. Una vez que el núcleo está degenerado, continuará calentándose hasta alcanzar una temperatura de aproximadamente 108 K, lo suficientemente caliente como para comenzar a fusionar helio en carbono a través del proceso triple Alfa., Una vez que el núcleo degenerado alcanza esta temperatura, todo el núcleo comenzará la fusión de helio casi simultáneamente en un llamado flash de helio. En estrellas más masivas, el núcleo colapsado alcanzará los 108 K antes de que sea lo suficientemente denso como para degenerar, por lo que la fusión de helio comenzará mucho más suavemente y no producirá destellos de helio. La fase de fusión del núcleo de helio de la vida de una estrella se llama rama horizontal en estrellas pobres en metal, así llamada porque estas estrellas se encuentran en una línea casi horizontal en el diagrama H–R de muchos cúmulos estelares., En cambio, las estrellas que fusionan helio ricas en Metal se encuentran en el llamado grupo rojo en el diagrama H–R.
un proceso análogo ocurre cuando el helio central se agota y la estrella colapsa una vez más, causando que el helio en una concha comience a fusionarse. Al mismo tiempo, el hidrógeno puede comenzar la fusión en una cáscara justo fuera de la cáscara de helio en llamas. Esto coloca a la estrella en la rama asintótica gigante, una segunda fase de gigante roja. La fusión de helio resulta en la acumulación de un núcleo de carbono–oxígeno. Una estrella por debajo de unos 8 M never nunca comenzará la fusión en su núcleo degenerado de carbono–oxígeno., En cambio, al final de la fase asintótica de rama gigante, la estrella expulsará sus capas externas, formando una nebulosa planetaria con el núcleo de la estrella expuesto, convirtiéndose finalmente en una enana blanca. La expulsión de la masa exterior y la creación de una nebulosa planetaria finalmente termina la fase de gigante roja de la evolución de la estrella. La fase de gigante roja típicamente dura solo alrededor de mil millones de años en total para una estrella de masa solar, casi toda la cual se gasta en la rama de gigante roja. Las fases de rama horizontal y asintótica de rama gigante avanzan decenas de veces más rápido.
si la estrella tiene alrededor de 0.2 A 0.,5 M☉, es lo suficientemente masiva como para convertirse en una gigante roja, pero no tiene suficiente masa para iniciar la fusión de helio. Estas estrellas «intermedias» se enfrían un poco y aumentan su luminosidad, pero nunca alcanzan la punta de la rama gigante roja y el destello del núcleo de helio. Cuando el ascenso de la rama gigante roja termina, se desprenden de sus capas externas como una estrella post-asintótica de rama gigante y luego se convierten en una enana blanca.,
Las estrellas que no se convierten en gigantes rojoseditar
Las estrellas de muy baja masa son completamente convectivas y pueden continuar fusionando hidrógeno en helio hasta un billón de años hasta que solo una pequeña fracción de toda la estrella sea hidrógeno. La luminosidad y la temperatura aumentan constantemente durante este tiempo, al igual que para las estrellas de la secuencia principal más masivas, pero la longitud de tiempo involucrada significa que la temperatura eventualmente aumenta en aproximadamente un 50% y la luminosidad en alrededor de 10 veces., Finalmente, el nivel de helio aumenta hasta el punto en que la estrella deja de ser completamente convectiva y el hidrógeno restante encerrado en el núcleo se consume en solo unos pocos miles de millones de años más. Dependiendo de la masa, la temperatura y la luminosidad continúan aumentando durante un tiempo durante la combustión de la capa de hidrógeno, la estrella puede llegar a ser más caliente que el sol y decenas de veces más luminosa que cuando se formó, aunque todavía no tan luminosa como el sol. Después de algunos miles de millones de años más, comienzan a ser menos luminosos y más fríos a pesar de que la combustión de la cáscara de hidrógeno continúa., Estos se convierten en Enanas Blancas helio frío.
Las estrellas de masa muy alta se desarrollan en Supergigantes que siguen una trayectoria evolutiva que las lleva hacia adelante y hacia atrás horizontalmente sobre el diagrama H-R, en el extremo derecho constituyendo supergigantes rojas. Estos usualmente terminan su vida como supernova de tipo II. Las estrellas más masivas pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet sin convertirse en gigantes o Supergigantes en absoluto.
Deja una respuesta