Objetivos
Describir la evolución de una estrella en función de la masa.
El hidrógeno se agotado
Al final de la secuencia principal, la mayor parte de las capas estelares alrededor del núcleo
no son convectivas sino radiativas : la energía es evacuada por los fotones, sin transporte de
materia y sin mezclas. El hidrógeno se agota en el centro ineluctablemente. El proceso de fusión
se para y la estrella deja la secuencia principal. La rotura de producción de energía conduce a
la contracción del núcleo; se calienta, y la capa exterior se extiende y se enfría.
Las gigantes rojas
Después de la secuencia principal, las estrellas de masa comparable al Sol y hasta 5 a 6 veces mayores,
atraviensan una fase más activa, durante la cual queman el hidrógeno en una envoltura alrededor del
núcleo de helio. A continuación queman el helio y el carbono. En esta fase, la atmósfera de la estrella se
dilata y su luminosidad aumenta considerablemente. La estrella se convierte en
gigante
roja
de la
rama asimptótica.
Durante esta fase, la estrella se vuelve completamente convectiva, lo que tiene como consecuencia la
extracción de los elementos pesados producidos en las capas internas hacia las capas externas. Es una
fase de instabilidad atmosférica durante la cual hay una fuerte tasa de eyección de masa, podiendo
alcanzar
por año con velocidades de eyección de 5 à
. Esta pérdida de masa puede durar hasta un millón de años. Las estrellas se rodean progresivamente
de un envoltorio podiendo alcanzar varias masas solares y dimensiones del orden de
un año luz. El envoltorio contribuye a enriquecer el medio interestelar en elementos
pesados.
Las ramas asimptóticas de las gigantes rojas
La
rama asimptótica
está dividida en 2 partes. Las estrellas de pequeña masa llegan a la fase gigante roja durante la fusión
del hidrógeno en capas alrededor del núcleo de helio. En cuanto a las estrellas más masivas llegan
durante la fase de fusión de helio en carbono.
Nebulosas planetarias
Si la masa de la estrella no es demasiado grande, llega un momento en que la temperatura central no
permite encontrar nuevas fuentes de energía. Solo subsiste la presión de degeneración de electrones para
mantener la estrella. Las regiones internas se contraen hasta formar una
enana blanca. Las capas
externas serán expulsadas por la presión de radiación dando origen a una
nebulosa
planetaria.
Ciclo del tripleto alfa
La contracción del núcleo de helio conduce a su calentamiento. Para las estrellas más masivas,
la fusión del helio, a partir de
, conduce al carbono, a través de la reacción :
La estrella tiene una nueva fuente de energía y vuelve a una situación de equilibrio.
Fusión
El carbono conduce al neón y al oxígeno. Todos los elementos hasta el hierro son
producidos
por fusión en las estrellas más masivas : una estrella masiva es una fábrica de elementos
pesados.