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Estrella de neutrones: ecuación TOV
Equilibrio hidrostático en relatividad general para politropas n = 1 y n = 3/2. Curva masa-radio de aula con un máximo cerca de 2 M☉.
Ecuación de Saha (recombinación del hidrógeno)
Para hidrógeno puro en equilibrio, la ecuación de Saha fija n_p n_e / n_H y la fracción de ionización X(T). En un gas diluido el tránsito queda cerca de 3000 K.
Expansión cosmológica (modelo de Friedmann)
Modelo de Friedmann plano con materia y constante cosmológica: factor de escala a(t), corrimiento al rojo z, horizonte de partículas χ y longitud de Hubble c/H.
Evolución estelar
De la nube molecular, por la secuencia principal, hasta una gigante o una supernova; el resto es enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro (esquema según la masa).
Trayectoria evolutiva en el diagrama HR
Camino esquemático de una estrella ≈ 1 M☉ (Z = 0,02): secuencia principal, gigante roja, rama horizontal, rama asintótica de las gigantes, enfriamiento de la enana blanca.
Sombra de un agujero negro
Silueta y anillo estilizado; Rₛ crece con la masa — no es un trazado completo de rayos en RG.