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Inicio/Astronomía y el cielo/Evolución estelar

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).

Masa de la protoestrella

1 M☉

Magnitudes medidas

Etapas6
Estado finalenana blanca

Sobre el modelo

La evolución de una estrella aislada se ramifica según la masa inicial: colapso de la nube molecular, protoestrella, combustión de hidrógeno en el núcleo en la secuencia principal y luego las etapas posteriores a la secuencia principal. Por debajo de unos 0,08 M☉ no hay combustión estable de hidrógeno: enana marrón. Las estrellas hasta unos 8 M☉ expulsan la envoltura y dejan una enana blanca. Las más masivas pueden explotar como supernovas de colapso del núcleo; el resto es estrella de neutrones o agujero negro, según la masa del núcleo, la pérdida de masa y la metalicidad. Los umbrales son pedagógicos, no de una red concreta de modelos evolutivos.

Para quién: Curso introductorio de astrofísica: evolución estelar; junto al diagrama de Hertzsprung–Russell y a la energía de enlace nuclear.

Conceptos clave

  • secuencia principal
  • nebulosa planetaria
  • enana blanca
  • supernova
  • estrella de neutrones
  • agujero negro

Cómo funciona

La evolución de una estrella depende ante todo de la masa inicial. La nube molecular se comprime en una protoestrella; luego la estrella entra en la secuencia principal, donde en el núcleo hay fusión termonuclear de hidrógeno. Agotado el hidrógeno central, las de masa baja e intermedia se dilatan, se vuelven gigantes, expulsan envolturas en forma de nebulosas planetarias y dejan enanas blancas. Por encima de unos 8 M☉ la estrella puede terminar en una supernova de tipo II; el resto compacto es una estrella de neutrones o, en los núcleos más masivos, un agujero negro. Esos umbrales son esquemáticos: la metalicidad, la rotación y la interacción en un sistema binario cambian el cuadro.

Fórmulas principales

M_min (combustión de H) ~ 0.08 M☉ (por debajo — enana marrón)
Supernova de colapso del núcleo: cota inferior típica ~ 8 M☉ (incierto)

Preguntas frecuentes

¿Por qué aparecen tres números (0,08, 8, 25 M☉)?
Cerca de 0,08 M☉ se separan las enanas marrones de las estrellas con combustión de hidrógeno. Cerca de 8 M☉ es la cota inferior habitual en los textos para las supernovas de colapso del núcleo de hierro. Cerca de 25 M☉ es una frontera convencional entre un resto que es estrella de neutrones y un agujero negro; los modelos reales dependen del viento, de la rotación y de si el sistema es binario.
¿Dónde está la rama asintótica de las gigantes?
Por claridad queda reunida con la «gigante roja». Las estrellas de masa intermedia pasan por una fase AGB antes de la nebulosa planetaria.