Diferencia entre revisiones de «Evolución estelar»

 

Sea como fuere, el gas prosigue su caída hacia el centro de la nube. Este centro o núcleo de la [[protoestrella]] se comprime más deprisa que el resto liberando mayor energía potencial gravitatoria. Aproximadamente la mitad de esa energía se irradia y la otra mitad se invierte en el calentamiento de la protoestrella. De esta forma el núcleo aumenta su temperatura cada vez más hasta ''encender'' el [[hidrógeno]], momento en el cual la presión generada por las reacciones nucleares asciende rápidamente hasta equilibrar la gravedad.

 

La masa de la nube determina también la masa de la estrella. No toda la masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte de ese gas es expulsado cuando el «nuevo sol» empieza a lucir. Cuanto más masiva sea esta nueva estrella más intenso será su [[viento estelar]] llegando al punto de detener el colapso del resto del gas. Existe, por ese motivo, un límite máximo en la [[masa]] de las estrellas que se pueden formar en torno a las 120 ó 200 [[masa solar|masas solares]].<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005ApJ...620L..43O&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44db12b10906914 Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43]</ref> La metalicidad reduce ese límite, algo incierto, debido a que los elementos son más opacos al paso de la radiación cuanto más pesados. Por lo tanto una mayor [[opacidad]] hace que el gas frene su colapso más rápidamente por acción de la [[radiación]].