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Evolucion estelar en el diagrama hr

Evolución estelar en el diagrama HR Temperatura Evolución estelar Gravitación presió n y temperatura Nacimiento de las estrellas Vida La muerte de las estrellas Evolución Introducción Evolución estelar en el diagrama HR La edad de los cúmulos Evolución estelar en el diagrama HR Aprender Simular Las edades en el diagrama HR Cuando una estrella nace a partir del colapso gravitacional de una nube de gas y que las primeras reacciones nucleares comienzan en su centro forneciendo su radiación se encuentra rápidamente en la secuencia principal La estrella puede entonces describirse como un sistema en equilibrio entre la gravitación fuerza de atracción en dirección del centro de la estrella y la presin del gas y de la radiación que empuja hacia el exterior Cuanto más masiva es la estrella mas caliente y luminosa es en la parte superior y a la izquierda del diagrama Al contrario cuanto más peque? a más abajo se encuentra a la derecha del diagrama Evolución de las estrellas con poca masa Para las estrellas de masa inferior a la mitad de la masa solar también llamadas enanas frías no hay fusión de elementos pesados después de la fusión del hidrógeno El tiempo de vida de estas estrellas en la secuencia principal es superior a la edad actual del Universo alrededor de billones de a? os Los modelos de evolución estelar prevén que estas estrellas terminarán como enanas blancas de helio pero aún es demasiado pronto para poder observarlas Evolución des las estrellas de masa intermedia Entre y masas solares sólo el hidrógeno y el helio pueden fusionar en la estrella En la secuencia principal hay primero la fusión del hidrógeno en el núcleo A continuación el hidrógeno se va a fusionar en capas alrededor del núcleo de Helio El envoltorio de la estrella se dilata y se enfría la estrella se vuelve una gigante roja La disminución de la temperatura es compensada por el aumento simultáneo del radio que aumenta la luminosidad La estrella sube en el diagrama HR La fusión del helio en el núcleo puede entonces comenzar La estrella se contrae La fusión de Helio produce carbono y oxígeno en el núclao La estrella baja en el diagrama HR La fusión del carbono necesita una temperatura central de que no es alcanzada en las estrellas de http media obspm fr public VAU temperatura evolucion evolucion evolucion-estelar-hr APPRENDRE html C Evolución estelar en el diagrama HR masas intermedias La estrella termina en nebulosa planetaria con la formación en el centro de una enana blanca de carbono y oxígeno Evolución des las estrellas más masivas A partir de la secuencia principal los elementos cada vez más masivos se fusionan en el núcleo de la estrella Los elementos menos masivos continúan a fusionarse en capas enriqueciendo las capas más profundas de productos de la fusión Vientos estelares muy fuertes son observados Cuando el núcleo de hierro alcanza la masa límite de Chandrasekhar colapsa El vacío creado aspira la materia de la estrella que rebota y crea una