Evolución estelar

Evolución estelar
proceso astrofísico (es)
evolución (es)

En astronomía, denominar evolución estelar a la secuencia de cambeos qu'una estrella esperimenta a lo llargo de la so esistencia.

Mientres enforma tiempu pensóse que les estrelles yeren enormes boles de fueu perpetuo. Nel sieglu XIX apaecen les primeres teoríes científiques sobre l'orixe de la so enerxía: Lord Kelvin y Helmholtz propunxeron que les estrelles estrayíen la so enerxía de la gravedá contraer gradualmente. Pero dichu mecanismu dexaría caltener la lluminosidá del Sol mientres namái unes decenes de millones d'años, lo que nun concordar cola edá de la Tierra midida polos xeólogos, que yá entós s'envaloraba en dellos miles de millones d'años. Esa discordancia llevó a la busca d'una fonte d'enerxía distinta a la gravedá; na década de 1920 Sir Arthur Eddington propunxo la enerxía nuclear como alternativa. Anguaño sabemos que la vida de les estrelles ta rexida por esos procesos nucleares y que les fases que traviesen dende la so formación hasta la so muerte dependen de les tases de los distintos tipos de reaiciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambeos que nelles se producen al variar la so temperatura y composición internes. Con éses la evolución estelar puede describise como una batalla ente dos fuercies: la gravitatoria, que dende la formación d'una estrella a partir d'una nube de gas tiende a estruyila y a conducila al colapsu gravitatoriu, y la nuclear, que tiende a oponese a esa contraición al traviés de la presión térmica resultante de les reaiciones nucleares. Anque finalmente'l ganador d'esta batalla ye la gravedá (yá qu'en dalgún momentu la estrella nun va tener más combustible nuclear qu'emplegar), la evolución de la estrella va depender, fundamentalmente, de la so masa inicial y, de segundes, de la so metalicidá y la so velocidá de rotación lo mesmo que de la presencia d'estrelles compañeres cercanes.

Una estrella de metalicidá solar, baxa velocidá de rotación y ensin compañeres cercanes, traviesa les siguientes fases, conforme a la so masa inicial:^[1][2]

Rangu de mases							Fases evolutives												Destín final
Masa baxo:			M	${\displaystyle \lesssim }$	0,5 MSol		PSP	${\displaystyle \rightarrow }$	SP	${\displaystyle \rightarrow }$	SubG	${\displaystyle \rightarrow }$	GR	${\displaystyle \rightarrow }$					EB
Masa entemedio:	0,5 MSol	${\displaystyle \lesssim }$	M	${\displaystyle \lesssim }$	9 MSol		PSP	${\displaystyle \rightarrow }$	SP	${\displaystyle \rightarrow }$	SubG	${\displaystyle \rightarrow }$	GR	${\displaystyle \rightarrow }$	AR/RH	${\displaystyle \rightarrow }$	RAG	${\displaystyle \rightarrow }$	NP+EB
Masa elevao:	9 MSol	${\displaystyle \lesssim }$	M	${\displaystyle \lesssim }$	30 MSol		PSP	${\displaystyle \rightarrow }$	SP	${\displaystyle \rightarrow }$	SGAz	${\displaystyle \rightarrow }$	SGAm	${\displaystyle \rightarrow }$	SGR	${\displaystyle \rightarrow }$			SN+EN
Masa bien elevao:	30 MSol	${\displaystyle \lesssim }$	M				PSP	${\displaystyle \rightarrow }$	SP	${\displaystyle \rightarrow }$	SGAz/WR	${\displaystyle \rightarrow }$	VLA	${\displaystyle \rightarrow }$	WR	${\displaystyle \rightarrow }$			SN/BRG+AN

Los nomes de les fases son:

• PSP: Presecuencia principal
• SP: Secuencia principal
• SubG: Subxigante
• GR: Xigante colorada
• AR: Apelotonamiento coloráu
• RH: Caña horizontal
• RAG: Caña asintótica xigante
• SGAz: Superxigante azul
• SGAm: Superxigante mariella
• SGR: Superxigante colorada
• WR: Estrella Wolf-Rayet
• VLA: Variable lluminosa azul

Una estrella puede morrer en forma de:

• EM: Nana marrón
• NP: Nebulosa planetaria
• SN: Supernova
• BRG: Biltu de rayu gamma

y dexar un remanente estelar:

• EB: Nana blanca
• EN: Estrella de neutrones
• AN: Furacu negru

Les fases y los valores llendes de les mases ente los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidá, de la velocidá de rotación y de la presencia de compañeres. Asina, por casu, delles estrelles de masa baxo o entemedia con una compañera cercana, o delles estrelles bien masives y de baxa metalicidá, pueden acabar la so vida destruyéndose por completu ensin dexar nengún remanente estelar.

L'estudiu de la evolución estelar ta condicionáu poles sos escales temporales, cuasi siempres bien cimeres a la d'una vida humana. Por ello nun puede analizase'l ciclu de vida completu de cada estrella individualmente, sinón que ye necesariu realizar observaciones de munches d'elles, caúna nun puntu distintu de la so evolución, a manera d'instantánees d'esi procesu. Nesti aspeutu ye fundamental l'estudiu de los cúmulos estelares, los qu'esencialmente son coleiciones d'estrelles d'edá y metalicidá similares pero con un ampliu rangu de mases. Esos estudios depués compárense con modelos teóricos y simulaciones numbériques de la estructura estelar.

Les estrelles formar a partir del colapsu gravitatoriu y condensación d'inmenses nubes moleculares de gran densidá, tamañu y masa total. La metalicidá de la nube de gas va ser la que tengan les estrelles que se formen a partir d'ella. De normal, una mesma nube produz delles estrelles formando cúmulos abiertos con decenes y hasta centenares d'elles. Estos fragmentos de gas van convertir en discos de acreción o de acrecimiento de los cualos van surdir planetes si la metalicidá ye lo suficientemente elevada.

Sía como fora, el gas prosigue la so cayida escontra'l centru de la nube. Esti centru o nucleu de la protoestrella estrúyese más apriesa que'l restu lliberando mayor enerxía potencial gravitatoria. Aproximao la metá d'esa enerxía irrádiase y la otra metá invertir nel calentamientu de la protoestrella. D'esta forma'l nucleu aumenta la so temperatura cada vez más hasta encender l'hidróxenu, momentu nel cual la presión xenerada poles reaición nucleares xube rápido hasta permediar la gravedá.

La masa de la nube determina tamién la masa de la estrella. Non tola masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte d'esi gas ye espulsáu cuando'l «nuevu sol» empieza a llucir. Cuanto más masiva seya esta nueva estrella más intensu va ser el so vientu estelar llegando al puntu de detener el colapsu del restu del gas. Esiste, por esi motivu, una llende máxima na masa de les estrelles que pueden formase en redol a les 120 ó 200 mases solares.^[3] La metalicidá amenorga esa llende, daqué inciertu, por cuenta de que los elementos son más opacos al pasu de la radiación cuanto más pesaos. Polo tanto una mayor opacidá fai que'l gas frene'l so colapsu más rápido por aición de la radiación.

La continua llucha ente la gravedá, que tiende a contraer la nueva estrella, y la presión producida pol calor xeneráu nes reaiciones termonucleares del so interior, ye'l principal factor que determina a partir d'entós la evolución de la estrella.

Llámase secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidróxenu nel so nucleu por aciu fusión nuclear. Equí la estructura de la estrella consta esencialmente d'un nucleu onde tien llugar la fusión del hidróxenu al heliu, y una envoltura que tresmite la enerxía xenerada escontra la superficie. La mayor parte de les estrelles pasen el 90% de la so vida, aproximao, na secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Nesta fase les estrelles peracaben el so combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de 2-3 millones d'años, nel casu de les estrelles más masives y calientes, a miles de millones d'año si tratar d'estrelles de tamañu mediu como'l Sol, o hasta decenes o inclusive centenares de miles de millones d'años nel casu d'estrelles de poca masa como les nanes coloraes. Amodo, la cantidá d'hidróxenu disponible nel nucleu mengua, colo qu'ésti hai de contraer p'aumentar la so temperatura y poder detener el so colapsu gravitacional. Les temperatures del nucleu estelar más elevaes dexen fundir, progresivamente, nueves capes d'hidróxenu ensin procesar. Por esti motivu les estrelles aumenten la so lluminosidá mientres la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.

Nuna estrella de secuencia principal estremamos dos maneres de quemar l'hidróxenu del nucleu, les cadenes PP o cadenes protón-protón y el ciclu CNO o ciclu de Bethe.

Les cadenes protón-protón llámense asina porque son el conxuntu de reaiciones que parten de la fusión d'un ion d'hidróxenu con otru igual, o lo que ye lo mesmo, d'un protón con otru protón. Les sigles del ciclu CNO faen referencia a los elementos qu'intervienen nes sos reaiciones, el carbonu, el nitróxenu y el osíxenu. Esti conxuntu de reaiciones usa'l carbonu-12 como catalizador nuclear. El ciclu CNO ye muncho más sensible (dependiente) a la temperatura que les cadenes PP, polo qu'a temperatures elevaes (a partir de 2 × 10⁷K) pasa a ser la reaición dominante y la qu'apurre'l gruesu de la enerxía de la estrella; esto asocede n'estrelles más masives qu'aproximao 1,5 mases solares. Por cuenta de esa gran dependencia cola temperatura, los nucleos de les estrelles nes que predomina la cadena protón-protón son pequeños y convectivos, ente que aquellos nos qu'apodera'l cíclo CNO son mayores y radiativos. El menor tiempu limitante de les estrelles CNO tamién fai que consuman en muncho menos tiempu'l so hidróxenu.

Cuando l'hidróxenu sume nel centru de la estrella, la estrella empieza la so vieyera. A partir d'esti momentu, la so evolución va ser bien distinta en función de la so masa.

Cuando una estrella de menos de 9 mases solares escosa l'hidróxenu nel so nucleu, empieza a quemar nun pulgu alredor d'ésti. Como resultancia, la estrella encher y la so superficie esfrezse, polo que se mueve escontra la derecha na diagrama Hertzsprung-Russell ensin variar enforma la so lluminosidá. Esta fase ye la de subxigante y ye un estáu entemediu ente la secuencia principal y la fase de xigante colorada.

Al evolucionar una subxigante escontra la derecha (temperatures más baxes) na diagrama de Hertzsprung-Russell, nun momentu dau l'atmósfera de la estrella algama un valor críticu de la temperatura que fai que la lluminosidá aumente espectacularmente ente que la estrella encher hasta algamar un radiu cercanu a los 100 millones de km: la estrella convirtióse asina nuna xigante colorada. Envalórase que dientro d'unos 5-6 millardos d'años el Sol va llegar a esta condición y va taramiar a Mercuriu, a Venus y quiciabes a la Tierra.

Al igual qu'una subxigante, una xigante colorada deriva la so enerxía de quemar hidróxenu n'heliu nun pulgu alredor del so nucleu inerte d'heliu. La fase de xigante colorada termina cuando dichu heliu encender por aciu el procesu triple-alfa. N'estrelles con masa inferior a 0,5 mases solares, la temperatura central nunca apuerta a lo suficientemente alta como por que se active'l procesu triple-alfa, polo que pa elles ésta ye la última fase na que la estrella soportar a sigo mesma con reaiciones nucleares.

Mientres la fase de xigante colorada produzse'l primera dragáu» (first dredge-up n'inglés), nel que'l material procesáu nuclearmente nel interior de la estrella ye tresportáu pola conveición (mesma de la envoltura de les xigantes coloraes) hasta la superficie, tornándose asina detectable.

Al encender l'heliu n'estrelles de más de 0,5 M_Sol de masa inicial, la lluminosidá de la estrella baxa llixeramente y el so tamañu mengua. Pa estrelles de metalicidá solar, la temperatura superficial nun varia enforma con al respective de la fase de xigante colorada y esta fase recibe'l nome de apelotonamiento coloráu (n'inglés, red clump]) pos les estrelles de mases similares apaecen arrexuntaes alredor d'un puntu de la diagrama Hertzsprung-Russell. Pa estrelles de menor metalicidá, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe'l nome de caña horizontal (n'inglés, horizontal branch), pos les estrelles de mases similares apaecen distribuyíes a lo llargo d'una llinia de temperatura variable y lluminosidá constante en dichu diagrama.

${\displaystyle {\mbox{Triple}}\ {\boldsymbol {\alpha }}}$

${\displaystyle {\begin{alignedat}{2}{}^{4}He+{}^{4}He&\rightleftharpoons {}^{8}Be+\gamma \\{}^{8}Be+{}^{4}He&\to {}^{12}C+\gamma \\{}^{12}C+{}^{4}He&\to {}^{16}O+\gamma \\{}^{16}O+{}^{4}He&\to {}^{20}Ne+\gamma \\{}^{16}Ne+{}^{4}He&\to {}^{24}Mg+\gamma \end{alignedat}}}$

El procesu de quemáu o fusión del heliu llevar a cabu por un conxuntu de reaiciones que reciben el nome de triple-alfa porque consiste nel tresformamientu de tres nucleos d'heliu-4 n'unu de carbonu-12. A estes altures el nucleu amontó la so densidá y la so temperatura hasta llegar a los 100 millones de K (10⁸ K). Na etapa del quemáu del hidróxenu'l beriliu-8 yera un elementu inestable que se descomponía en dos partícules alfa tal que se ve na cadena PP III y a les temperatures de la segunda etapa de fusión sigue siéndolo. Asocede que, a pesar de la so inestabilidá, un bon porcentaxe del beriliu producíu pola fusión de dos nucleos d'heliu-4 acaba xuniéndose a otra partícula alfa primero que tenga tiempu de desintegrarse. Asina, nel nucleu de la estrella siempres hai una cierta cantidá de beriliu nun equilibriu que resulta del balance ente'l fabricáu y el que se desintegra. La siguiente reaición de conversión del carbonu en osíxenu produzse de siguío con relativa frecuencia. El problema ye que se desconoz la seición eficaz de dicha reaición polo que nun se sabe en qué proporciones formen dambos elementos. Polo que respecta al tresformamientu del osíxenu-16 en neón-20 ésta tien una contribución pequeña pero non despreciable. A lo último, malapenes unes poques traces de magnesiu van producir nesta segunda etapa.

Del heliu pasar al carbonu y al osíxenu asina que los elementos entemedios (Be, B y Li) nun se formen nes estrelles. Estos fabríquense nel mediu interestelar poles desintegraciones del carbonu, nitróxenu y osíxenu producíes polos rayos cósmicos (protones y electrones). Otru aspeutu interesante na fusión del heliu ye'l pescuezu de botella que se produz al nun podese fabricar elementos con mases atómiques de valores 5 y 8 una y bones los isótopos con dichu númberu másico son siempres altamente inestables. Asina, les interaiciones ente l'heliu-4 y otros protones o otros nucleos d'heliu-4 nun inflúin na composición de estrellar pero sí que, a la llarga, van dir entorpeciendo cada vez más hasta amenorgar descomanadamente'l rendimientu de les reaiciones de fusión del hidróxenu.

Llegáu'l momentu, l'heliu del nucleu de la estrella escosar de la mesma manera qu'antes s'escosó l'hidróxenu a la fin de la secuencia principal. La estrella pasa entós a quemar l'heliu en capa y la estrella vuelve esguilar la diagrama Hertzsprung-Russell mientres la so temperatura superficial amenórgase y la estrella vuelve enchese. Como la trayeutoria siguida asemeyar a la que fizo antes na fase de xigante colorada, esta fase conozse como la caña asintótica de les xigantes (n'inglés, asymptotic giant branch). La estrella va acabar enchiéndose hasta un tamañu d'aproximao'l doble del que consiguió na fase de xigante colorada.

Nesta fase la estrella algama la mayor lluminosidá qu'enxamás va consiguir, yá que al terminala va quedar ensin combustible nuclear. Nella producen el segundu y el tercer dragaos, nos que material reprocesado nuclearmente apruz na superficie. Asina mesmu, a la fin d'esta fase la estrella puede consiguir reactivar el quemáu d'hidróxenu nuna capa relativamente esterna de la estrella. La posibilidá de quemar dos especies distintes (hidróxenu y heliu) en dos rexones de la estrella va inducir una inestabilidá que va dar llugar a pulsos térmicos, que van causar un fuerte aumentu na perda de masa de la estrella. Asina, la estrella va acabar espulsando les sos capes esteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada pol nucleu de la estrella, que acabará per convertir se nuna nana blanca.

Les estrelles de masa cimero a 9 M_Sol tienen una evolución radicalmente distinta a les de masa inferior por trés razones:

1. Les temperatures nel so interior son los abondo altes como pa quemar los elementos resultantes del procesu triple-alfa en fases socesives hasta llegar al fierro.
2. La lluminosidá ye tan alzada que la evolución posterior a la secuencia principal dura namái d'unu a unos pocos millones d'años.
3. Les estrelles masives esperimenten tases de perda de masa enforma mayor que les de masa inferior. Esi efeutu va condicionar el so desplazamientu na diagrama de Hertzsprung-Russell.

Con éses les estrelles de más de 9 M_Sol van travesar fases socesives de quemáu d'hidróxenu, heliu, carbonu, neón, osíxenu y siliciu. A la fin de dichu procesu, la estrella va acabar con una estructura interna similar a la d'una cebolla, con diverses capes, caúna d'una composición distinta.

Al acabar de quemar hidróxenu na secuencia principal, les estrelles de masa elevao muévense rápido na diagrama Hertzsprung-Russell d'esquierda a derecha, esto ye, calteniendo una lluminosidá constante pero cola so temperatura superficial escayendo rápido. Con éses la estrella pasa rápido (en decenes de miles d'años o inclusive menos) poles fases de superxigante azul (temperatura superfcial en redol a los 20.000 K) y superxigante mariella (temperatura superficial en redol a los 6.000 K) y, na mayoría de los casos, cuasi tol quemáu del heliu produzse yá na siguiente fase (la de superxigante colorada). Sicasí, pa delles mases y metalicidaes, los modelos teóricos.^[1] predicen que'l quemáu d'heliu va producise cuando la superficie de la estrella tea relativamente caliente. Nesos casos, les fases de superxigante azul y/o mariella van poder ser relativamente llonxeves (centenares de miles a un millón d'años).

Les estrelles con mases entendíes ente 9 M_Sol y ${\displaystyle \approx }$30 M_Sol y metalicidá solar acaben les sos vides como superxigantes coloraes. Estos oxetos son les estrelles más grandes (en tamañu) del universu, con radios de delles unidaes astronómiques. Les superxigantes coloraes tienen elevaes tases de perda de masa, lo que fai qu'al so alredor esistan grandes cantidaes de material espulsáu pola estrella.

Como yá se comentó, una estrella d'esti rangu de mases ye capaz de quemar distintos elementos hasta llegar al fierro. A partir d'ende, yá nun ye posible estrayer enerxía de reaiciones nucleares y desencadénase una supernova de colapsu gravitatoriu. El remanente estelar va ser na mayoría de los casos una estrella de neutrones.

Al igual que les estrelles d'ente 9 M_Sol y 30 M_Sol, les estrelles d'esti grupu (les más masives de toes), son capaces de siguir quemando nuclearmente distintos elementos hasta llegar al fierro y producir una supernova. Sicasí, esisten dos estremes fundamentales col rangu de mases anterior:

1. Les tases de perda de masa son tan alzaes que la estrella nun puede movese hasta l'estremu derechu de la diagrama Hertzsprung-Russell pa formar una superxigante colorada.
2. El remanente final va ser na mayoría de los casos un furacu negru en cuenta de una estrella de neutrones.

Les estrelles de masa bien elevao son les más difíciles de modelar numbéricamente y les más sensibles a la influencia d'otros parámetros como la metalicidá o la velocidá de rotación. Por esa razón, la llende de 30 M_Sol que les dixebra de les del grupu anterior ye (a) relativamente inciertu y (b) bien dependiente d'esos parámetros secundarios.

Mientres escosen el so hidróxenu, les estrelles de masa bien elevao muévense a la derecha pa convertise en superxigantes azules, al igual que lu faen les estrelles de mases entendíes ente 9 M_Sol y 30 M_Sol. Al faelo, aumenta la opacidá de les sos atmósferes y avérense peligrosamente a la llende d'Eddington. Esto fai qu'entren nuna fase altamente inestable llamada de variable lluminosa azul (VLA, n'inglés, luminous blue variable o LBV) mientres la cual esprender de les sos capes esteriores. La VLA más famosa ye Eta Carinae, que espulsó unes 10 mases solares de material nuna eyección de materia que tuvo llugar a mediaos del S XIX.

De resultes de la fuerte perda de masa de les estrelles más masives, especialmente mientres la fase de VLA, dichos oxetos acaben per desaposiar se de les sos capes más esternes pa presentar unes atmósferes con bien baxos o nulos conteníos d'hidróxenu. Diches estrelles llámense Wolf-Rayet y caracterícense por tener intenses llinies d'emisión d'elementos como l'heliu, el carbonu, el nitróxenu y l'osíxenu. Otra carauterística peculiar d'estes estrelles ye la gran diferencia en masa ente'l so estáu actual y el so estáu inicial, asina cómo que sían menos lluminoses que les sos estrelles proxenitores. Asina, una estrella Wolf-Rayet de 8 mases solares bien pudo empecipiar la so vida na secuencia principal con 100 M_Sol. Les estrelles más masives de toes lleguen a tener vientos estelares tan fuertes que s'esprenden de les sos capes esteriores d'hidróxenu inclusive antes de llegar a la fase de VLA.

A la fin de la fase Wolf-Rayet, la estrella escosa'l so combustible nuclear y muerre produciendo un biltu de rayu gamma.

Les estrelles de masa inferior a 5 mases solares espulsen les sos capes esteriores mientres la fase de xigante colorada y, sobremanera, la fase de caña asintótica xigante (les de más de 0,5 mases solares). El remanente estelar resultante ye'l nucleu dexeneráu desnudu de la estrella, con una composición rica en carbonu y osíxenu na mayoría de los casos (anque pa les estrelles de menor masa l'elementu dominante ye l'heliu y pa les de mayor masa tamién puede haber neón). Dichu remanente ye una nana blanca y la so superficie ta primeramente a temperatures bien elevaes, del orde de 100.000 K. La radiación emitida pola estrella ioniza les capes apocayá espulsaes, dando llugar a una nebulosa d'emisión del tipu nebulosa planetaria. Con éses les estrelles aisllaes de masa baxo y entemedia acaben les sos vides d'una forma relativamente pocu violenta.

La nebulosa planetaria ye observable mientres la nana blanca ye lo suficientemente caliente como para ionizar l'hidróxenu que ye'l so componente principal; esti periodu dura unos 10.000 años. Les nanes blanques esfrécense rápido de primeres, pero la tasa ralentízase dempués. Una nana blanca nun tien fontes d'enerxía propies (sacante mientres el periodu de cristalización), polo que la so lluminosidá vien de la so enerxía térmica almacenada. Asina, adulces va dise apagando hasta esfrecese a temperatures d'alredor de los 2000K, al baxar la temperatura la presión de dexeneración de los electrones nun ye abondu pa detener el colapsu gravitatoriu y por efeutu Bysen-BoH prodúcense les llamaes novas de clase II, esplosiones bien enerxétiques que se creen vitales pa la formación d'organismos vivos.

Les estrelles de más de 9-10 mases solares (el valor exactu de la llende nun se conoz con precisión y puede depender de la metalicidá) evolucionen al traviés de toles fases de fusión hasta llegar al picu del fierro» pa escosar asina tola enerxía potencial nuclear de que disponen. Les últimes fases de quemáu trescurre caúna más rápido que l'anterior hasta llegar a la fusión del siliciu en fierro, que tien llugar nuna escala de díes. El nucleu, incapaz de xenerar más enerxía, nun puede aguantar el so propiu pesu nin el de la masa que tien percima, polo que colapsa. Mientres la contraición gravitatoria final producen una serie de reaiciones que fabriquen ensame d'átomos más pesaos que'l fierro por aciu procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa d'esi nucleu inerte el remanente que va quedar va ser una estrella de neutrones o un furacu negru. Cuando'l remanente inicial seya una estrella de neutrones, una onda de choque va arrobinar poles capes esteriores, que van salir rebotadas pa escontra fora. Diches capes reciben amás un escedente d'enerxía de les reaiciones nucleares producíes nel últimu estertor de la estrella, bona parte d'él en forma de neutrinos. La conxunción d'esos dos efeutos da llugar a una supernova de colapsu gravitatoriu.

En función de la masa y de la metalicidá tenemos cuatro posibles destinos pa les estrelles masives y bien masives:^[2]

• Pa la mayoría de les estrelles el remanente inicial va ser una estrella de neutrones y va producise una supernova.
• Si la masa inicial de la estrella ye cimera a unes 30 mases solares (la llende exacta depende de la metalicidá), parte de les capes esteriores nun van poder escapar a l'atraición gravitatoria de la estrella de neutrones y van cayer sobre ésta provocando un segundu colapsu pa formar un furacu negru como remanente final. Esti segundu colapsu produz un biltu de rayu gamma.
• N'estrelles de masa cimero a 40 M_Sol y baxa metalicidá el remanente inicial ye un furacu negru, polo que les capes esteriores nun podríen en principiu rebotar contra él pa producir una supernova. Sicasí, los modelos actuales nun refuguen que pueda producise una supernova débil, sobremanera si la velocidá de rotación de la estrella ye alzada. Esti grupu d'oxetos tamién produz un biltu de rayu gamma.
• Pal infrecuente casu d'estrelles de bien baxa metalicidá y masa ente 140 M_Sol y 260 M_Sol esiste una última posibilidá: una esplosión de supernova producida pola creación de pares electrón-positrón. En dichu caso la estrella se desintegra por completu ensin dexar un remanente.

Les primeres estrelles del Universu taben compuestes de forma cuasi esclusiva por hidróxenu y heliu. La nucleosíntesis estelar y posterior espulsión al mediu interestelar arriqueció de metales (elementos más pesaos que l'heliu) les xeneraciones socesives d'estrelles. Asina, cuando'l Sol formóse, aproximao'l 2% de la so masa yeren metales. La metalicidá tien los siguientes efeutos sobre les estrelles:

• Na secuencia principal, una estrella probe en metales ye más pequeña en tamañu y la so atmósfera ye daqué más caliente que la d'una estrella de la mesma masa más rica en metales. Esti efeutu deber a que los metales aumenten la opacidá d'una estrella, faciendo que s'absuerba más radiación na so atmósfera, amontándose en consecuencia'l so tamañu.
• Pa la mayoría de les estrelles de masa Entemedia la metalicidá ye un factor crucial a la de decidir si'l quemáu d'heliu en nucleu producir na fase del apelotonamiento coloráu o na de la caña horizontal.
• Pa les estrelles masives, la metalicidá determina la tasa de perda de masa por vientos estelares: a mayor metalicidá, más masa perdío. Esto fai que les fases que traviesa una estrella dependan fuertemente del so conteníu en metales. Por casu, la fase final d'una estrella de metalicidá solar y 40 mases solares ye la Wolf-Rayet, ente que una estrella de la mesma masa y menor metalicidá (con una tasa de perda de masa enforma menor) la fase final ye la de superxigante colorada.
• De resultes de lo anterior, la masa del remanente d'una estrella tamién va depender de la so metalicidá. Asina, créese que nenguna de les estrelles de metalicidá claramente cimera a la solar ye capaz de retener abonda masa como pa convertise nun furacu negru.

Cuando una estrella xira a gran velocidá la so estructura interna pue ser bien distinta de la d'una estrella que rota amodo. L'aceleración centrífuga fai que la estrella espandir na so rexón ecuatorial y dexe de tener simetría esférica. L'enanche ecuatorial va acompañáu d'una diferencia de temperatura en función de la llatitú. Por casu, Vega (α Lyrae), una de les estrelles más brilloses del cielu y una rotadora rápida (nel so ecuador la velocidá ye de 275 km/s), tien una temperatura polar de 10.150 K y una temperatura ecuatorial de 7.900 K.^[4] La rotación tamién provoca cambeos na tasa de perda de masa, con dos efeutos distintos que favorecen el so aumentu: nos polos la mayor temperatura fai aumentar la presión de la radiación ente que nel ecuador l'aceleración centrífuga fai menguar la gravedá efeutiva. Una elevada rotación tamién fai que la lluminosidá global seya mayor y que se produza un entemecíu mayor nel interior de la estrella, cola consecuencia de que'l tiempu de vida aumenta al amontase'l combustible nuclear disponible. Toos estos efeutos interaccionan de la mesma cola metalicidá de la estrella, pudiendo alteriar les fases qu'una estrella masiva traviesa al dexar la secuencia principal. Asina, por casu, qu'una estrella de 30 mases solares iniciales convertir nuna Wolf-Rayet o nuna superxigante colorada depende de la so velocidá de rotación inicial.

Al dexar la secuencia principal una estrella encher. Si tien una compañera cercana orbitando al so alredor, la espansión puede llegar al puntu d'enllenar el lóbulu de Roche de la estrella primaria, polo que l'atmósfera d'ésta empieza a vertise sobre la secundaria. A partir d'esi puntu la evolución de dambes estrelles puede trate fondamente alteriada, tantu tocantes a les sos mases y temperatures superficiales como tocantes a les fases que traviesen y el so destín final. Esisten diversos posibles destinos finales d'un sistema binariu nel que los dos compañeres topar a curtia distancia. Ente los más relevantes tán les supernoves de tipu Ia, los sistemes binarios de rayos X y los brotes de rayu gamma de curtia duración.

Les estrelles son sistemes que permanecen estables mientres la mayor parte de la so vida. Pero los cambeos d'una fase a otra son etapes de transición que se rixen n'escales de tiempu muncho más curties. A pesar d'eso cuasi toles escales temporales superen con muncho a la humana. Podemos estremar trés escales de tiempu fundamentales:

Ésta ye la escala de tiempu que rixe nes ocasiones en que se produz una gran descompensación ente presión y gravedá. Esto ye asina nos momentos finales de la vida d'una estrella cuando les reaiciones nucleares que sostienen a la estrella escosen el so combustible y vuélvense incapaces de frenar el colapsu. Felicidad escala de tiempu ye del orde de:

${\displaystyle \tau _{din}=\left({\frac {R^{3}}{GM}}\right)^{1/2}=1,6\times 10^{3}\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)^{-1}\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)^{3}}$ segundos.

Asina, pal Sol el tiempu dinámicu ye de 1.600 segundos, esto ye, media hora aproximao. Como se ve, si una de les dos fuercies fallara, los acontecimientos asocederíense bien rápido hasta volver restaurar l'equilibriu.

Ésta ye la escala de tiempu que mide cuántu puede subsistir la estrella con una determinada lluminosidá a partir de les sos reserves d'enerxía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala de tiempu denominar tamién Tiempu de Kelvin. Esta escala, por casu, ye la que rixe la vida de les protoestrelles. El so valor ye del orde de:

${\displaystyle \tau _{ter}\simeq 2\times 10^{7}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{2}{\left({\frac {R}{R_{sol}}}\right)}^{-1}{\left({\frac {L}{L_{sol}}}\right)}^{-1}}$ años.

Pal Sol esto da unos 20 millones d'años. Mientres un tiempu ésta foi la única hipótesis pa esplicar la emisión d'enerxía del Sol, y foi un gran misteriu la discordancia ente esta curtia escala de tiempu, frente a los rexistros xeolóxicos que databen de miles de millones d'años tras. Esta situación caltener hasta que s'afayó la enerxía nuclear.

La escala de tiempu nuclear mide cuántu puede subsistir la estrella a partir de les sos reserves d'hidróxenu, heliu o'l combustible que tea quemando nesi momentu. El so valor averáu pal casu del hidróxenu ye de:

${\displaystyle \tau _{nuc,H}\simeq 9\times 10^{9}{\frac {X}{X_{sol}}}{\left({\frac {M}{M_{sol}}}\right)}^{-2,5}}$ años.

Pal Sol esto refundia unos 9 mil millones d'años, que ye un valor averáu pa la estancia del Sol na secuencia principal.

Queda claro pos que: ${\displaystyle \tau _{din}<\!<\tau _{ter}<\!<\tau _{nuc}}$ .

• Clasificación estelar
• Estrelles
• Estructura estelar
• Procesos nucleares

• Aparicio Juan, Antonio. (2001). Formación estelar en galaxes irregulares nanes próximes. Editorial Universidá de Granada. Granada, España. ISBN 84-338-0792-7

• George Gamow: The Birth & Death of the Sun: Stellar Evolution and Subatomic Energy. Dover Publications (2005). ISBN 0-486-44231-4
• Howard S. Goldberg: Physics of Stellar Evolution and Cosmology. M.E. Sharpe (1982). ISBN 0-677-05540-4
• Amos Harpaz: Stellar Evolution. AK Peters, Ltd. (1994). ISBN 1-56881-012-1
• Mike Inglis: Observer's Guide to Stellar Evolution. Springer (2003). ISBN 1-85233-465-7
• Mario Livio, Michael Fall: Unsolved Problems in Stellar Evolution (Space Telescope Science Institute Symposium Series). Cambridge University Press (April 13, 2000). ISBN 0-521-78091-8
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• Robert T. Rood, Alvio Renzini, José Franco, Steven M. Kahn, Andrew R. King, Barry F. Madore: Advances in Stellar Evolution (Cambridge Contemporary Astrophysics). Cambridge University Press (1997). ISBN 0-521-59184-8

• Applet sobre evolución estelar en Java (n'inglés).
• Introducción a la evolución estelar (n'inglés)
• Diagrames estelares de Hertzsprung-Russell (n'inglés)
• Vida y muerte de les estrelles
• Evolución estelar (enllaz rotu disponible n'Internet Archive; ver l'historial y la última versión). en AstroMía
• Evolución estelar
• estrella_mas_masiva.html La estrella más masiva (enllaz rotu disponible n'Internet Archive; ver l'historial y la última versión).