Evolución Post-Secuencia Principal

Cuando una estrella agota el hidrógeno en su núcleo, abandona la secuencia principal y experimenta una rápida sucesión de cambios estructurales, hinchándose hasta convertirse en una gigante e ignitando combustibles más pesados en una secuencia determinada principalmente por su masa.

Definition

La evolución post-secuencia principal es la secuencia de etapas estructurales y de combustión nuclear por las que pasa una estrella después de haber agotado el hidrógeno en su núcleo, lo que la lleva desde las ramas gigantes hasta su remanente final.

Scope

El tema abarca las fases de subgigante y rama de gigante roja que siguen al agotamiento del hidrógeno en el núcleo, la quema en capa y la contracción del núcleo, el flash de helio en estrellas de baja masa y la rama horizontal, la rama asintótica de las gigantes con pulsaciones térmicas y su fuerte pérdida de masa, y la evolución avanzada divergente y los destinos finales de las estrellas de baja, intermedia y alta masa.

Core questions

• ¿Qué le sucede a una estrella cuando se agota el hidrógeno de su núcleo?
• ¿Por qué una estrella se expande hasta convertirse en una gigante después de la secuencia principal?
• ¿Cómo se encienden el helio y los elementos más pesados a medida que una estrella envejece?
• ¿Cómo determina la masa de una estrella su trayectoria post-secuencia principal y su estado final?

Key concepts

• rama de gigante roja
• combustión en capa
• flash de helio
• rama horizontal
• rama asintótica de las gigantes
• pérdida de masa estelar
• nebulosa planetaria

Key theories

Combustión en capa y las ramas gigantes

Después del agotamiento del hidrógeno en el núcleo, el núcleo inerte de helio se contrae y se calienta mientras la combustión de hidrógeno continúa en una capa circundante; la envoltura se expande y se enfría, moviendo la estrella hacia arriba en la rama de gigante roja, y más tarde la combustión de helio en capa y de hidrógeno en capa impulsan la rama asintótica de las gigantes.

Destino de las estrellas dependiente de la masa

Las estrellas de baja masa encienden el helio en un flash degenerado y terminan como enanas blancas después de la rama asintótica de las gigantes y la eyección de la nebulosa planetaria, mientras que las estrellas masivas queman sucesivamente combustibles más pesados hasta el hierro y terminan en un colapso del núcleo, por lo que la masa inicial establece toda la evolución tardía.

Mechanisms

Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, el núcleo se contrae y se calienta mientras se forma una capa de combustión de hidrógeno a su alrededor; la energía resultante y el reajuste estructural inflan la envoltura hasta convertirla en una gigante fría y luminosa. La contracción continua del núcleo finalmente enciende el helio y, en estrellas masivas, elementos más pesados, mientras que los fuertes vientos estelares en las ramas gigantes despojan la envoltura y preparan el escenario para el remanente final.

Clinical relevance

Las estrellas post-secuencia principal dominan la luz de las poblaciones estelares antiguas, impulsan el enriquecimiento químico de las galaxias a través de la pérdida de masa y las supernovas, producen nebulosas planetarias y las variables pulsantes de candela estándar en la rama horizontal y más allá, y determinan qué estrellas dejan enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.

History

Los modelos numéricos de mediados del siglo XX de Schwarzschild, Hoyle y otros trazaron el camino fuera de la secuencia principal, y las fases detalladas de la evolución de la rama gigante, la rama horizontal y la rama asintótica de las gigantes se mapearon a través de los influyentes cálculos de Iben y colaboradores a partir de la década de 1960.

Key figures

• Martin Schwarzschild
• Icko Iben
• Allan Sandage
• Fred Hoyle

Seminal works

• kippenhahn2012
• iben1991

Frequently asked questions

¿Por qué una estrella se convierte en una gigante roja?

Cuando el núcleo se queda sin hidrógeno, se contrae y se calienta, intensificando la combustión en una capa a su alrededor; la energía extra y el ajuste de la estrella hacen que la envoltura exterior se expanda enormemente y se enfríe, por lo que la estrella se vuelve grande, luminosa y roja.

¿Explotará el Sol como una supernova?

No, el Sol tiene una masa demasiado baja; se expandirá hasta convertirse en una gigante roja, perderá sus capas exteriores como una nebulosa planetaria y dejará una enana blanca, mientras que solo las estrellas con una masa muy superior a unas ocho masas solares terminan sus vidas en supernovas de colapso de núcleo.