¿cuando una estrella agota su helio y se encoge se transforma en?

Elementos de las gigantes rojas

La evolución estelar es el proceso por el que una estrella experimenta una secuencia de cambios radicales durante su vida. Dependiendo de la masa de la estrella, esta vida oscila entre unos pocos millones de años en el caso de las más masivas y trillones de años en el caso de las menos masivas, lo cual es considerablemente más largo que la edad del universo. La tabla muestra el tiempo de vida de las estrellas en función de su masa[1] Todas las estrellas nacen de nubes de gas y polvo en colapso, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se asientan en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal.

La fusión nuclear impulsa una estrella durante la mayor parte de su vida. Al principio, la energía se genera mediante la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella crezca gradualmente en tamaño, pasando por la fase de subgigante hasta llegar a la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden empezar a generar energía a través de la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de envolturas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa en una densa enana blanca y las capas exteriores son expulsadas en forma de nebulosa planetaria. Las estrellas con una masa diez o más veces superior a la del Sol pueden explotar en una supernova al colapsar sus núcleos de hierro inertes en una estrella de neutrones extremadamente densa o en un agujero negro. Aunque el universo no es lo suficientemente antiguo como para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su vida, los modelos estelares sugieren que se volverán lentamente más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa[2].

Del mismo diagrama h-r anterior en el punto b, la estrella es

Una de las mejores maneras de obtener una «instantánea» de un grupo de estrellas es trazar sus propiedades en un diagrama H-R. Ya hemos utilizado el diagrama H-R para seguir la evolución de las protoestrellas hasta que llegan a la secuencia principal. Ahora veremos qué ocurre después.

Una vez que una estrella ha alcanzado la etapa de la secuencia principal de su vida, obtiene su energía casi por completo de la conversión de hidrógeno en helio a través del proceso de fusión nuclear en su núcleo (véase El Sol: una central nuclear). Como el hidrógeno es el elemento más abundante en las estrellas, este proceso puede mantener el equilibrio de la estrella durante mucho tiempo. Así, todas las estrellas permanecen en la secuencia principal durante la mayor parte de su vida. Algunos astrónomos llaman a la fase de la secuencia principal la «adolescencia prolongada» o la «edad adulta» de la estrella (continuando nuestra analogía con las etapas de la vida humana).

El borde izquierdo de la banda de la secuencia principal en el diagrama H-R se denomina secuencia principal de edad cero (véase el capítulo sobre el diagrama H-R). Utilizamos el término edad cero para señalar el momento en que una estrella deja de contraerse, se asienta en la secuencia principal y comienza a fusionar hidrógeno en su núcleo. La secuencia principal de edad cero es una línea continua en el diagrama H-R que muestra dónde pueden encontrarse estrellas de masas diferentes pero de composición química similar cuando empiezan a fusionar hidrógeno.

¿qué ocurre cuando una estrella agota su núcleo de hidrógeno?

Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como estrella de la secuencia principal, abajo a la izquierda, y se expande a través de las fases subgigante y gigante, hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria, arriba a la derecha.

La evolución estelar es el proceso por el que una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida puede variar desde unos pocos millones de años para las más masivas hasta billones de años para las menos masivas, lo que es considerablemente más largo que la edad del universo. La tabla muestra los tiempos de vida de las estrellas en función de sus masas[1] Todas las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo que colapsan, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se asientan en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de la secuencia principal.

La fusión nuclear impulsa una estrella durante la mayor parte de su existencia. Al principio, la energía es generada por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio, las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una cáscara esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella crezca gradualmente en tamaño, pasando por la fase de subgigante hasta llegar a la fase de gigante roja. Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden empezar a generar energía mediante la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de envolturas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa en una densa enana blanca y las capas exteriores son expulsadas en forma de nebulosa planetaria. Las estrellas con una masa diez o más veces superior a la del Sol pueden explotar en una supernova al colapsar sus núcleos de hierro inertes en una estrella de neutrones extremadamente densa o en un agujero negro. Aunque el universo no es lo suficientemente antiguo como para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que se volverán lentamente más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa[2].

¿es el sol una estrella de baja masa?

Una estrella es una esfera de gas que se mantiene unida por su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es nuestro propio Sol, por lo que tenemos un ejemplo cercano que los astrónomos pueden estudiar en detalle. Las lecciones que aprendemos sobre el Sol pueden aplicarse a otras estrellas.

La vida de una estrella es una lucha constante contra la fuerza de la gravedad. La gravedad trabaja constantemente para tratar de provocar el colapso de la estrella. Sin embargo, el núcleo de la estrella está muy caliente, lo que crea presión dentro del gas. Esta presión contrarresta la fuerza de la gravedad, poniendo a la estrella en lo que se llama equilibrio hidrostático. Una estrella está bien mientras tenga este equilibrio entre la gravedad que tira de la estrella hacia dentro y la presión que la empuja hacia fuera.

Antes de que una estrella alcance la secuencia principal, la estrella se está contrayendo y su núcleo aún no está lo suficientemente caliente o denso como para comenzar las reacciones nucleares. Por tanto, hasta que alcance la secuencia principal, el apoyo hidrostático lo proporciona el calor generado por la contracción.

En algún momento, la estrella se quedará sin material en su núcleo para esas reacciones nucleares. Cuando la estrella se queda sin combustible nuclear, llega al final de su tiempo en la secuencia principal. Si la estrella es lo suficientemente grande, puede pasar por una serie de reacciones nucleares menos eficientes para producir calor interno. Sin embargo, con el tiempo estas reacciones ya no generarán suficiente calor para sostener la estrella contra su propia gravedad y la estrella colapsará.

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