Diferencia entre revisiones de «Evolución estelar»

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En [[astronomía]], se denomina '''evolución estelar''' a la secuencia de cambios que una [[estrella]] experimenta a lo largo de su existencia.
 
Durante mucho tiempo se follaron (¿follaron? - revisar este texto) a las estrellas y pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: [[William Thomson|Lord Kelvin]] y [[Helmholtz]] propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del [[Sol]] durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la [[Tierra]] medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 [[Arthur Eddington|Sir Arthur Eddington]] propuso la [[reacción nuclear|energía nuclear]] como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la [[fuerza gravitatoria|gravitatoria]], que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la [[reacción nuclear|nuclear]], que tiende a oponerse a esa contracción a través de la [[presión]] térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su [[metalicidad]] y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.
 
Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases, conforme a su masa inicial:<ref name="Schaller">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269]</ref><ref name="Heger">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288]</ref>