1. Misa inicial:
* Estrellas de baja masa (menos de 0.8 masas solares): Estas estrellas tienen vidas largas y estables. Pasan la mayor parte de su tiempo en la secuencia principal, fusionando el hidrógeno en helio en su núcleo. Eventualmente se convierten en gigantes rojos, luego en nebulosas planetarias y finalmente enanos blancos.
* estrellas de masa intermedia (0.8 - 8 masas solares): Estas estrellas viven vidas más cortas que las estrellas de baja masa. Pasan por etapas similares a las estrellas de baja masa, pero finalmente se convierten en gigantes rojos y luego supernovas. Los restos de estas estrellas pueden ser estrellas de neutrones o agujeros negros.
* Estrellas de alta masa (más de 8 masas solares): Estas estrellas tienen vidas muy cortas y queman su combustible rápidamente. Pueden evolucionar a través de múltiples etapas de fusión, lo que lleva a crear elementos más pesados. Finalmente explotan como supernovas, dejando estrellas de neutrones o agujeros negros.
2. Composición química:
* La composición química inicial de una estrella, particularmente su abundancia de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, puede influir ligeramente en su evolución. Sin embargo, la masa es el factor dominante.
3. Rotación estelar:
* La rotación estelar puede afectar la velocidad de pérdida de masa y la evolución del campo magnético de una estrella, lo que puede influir en los detalles de sus etapas posteriores.
Etapas de vida clave:
* Secuencia principal: La etapa más larga de la vida de una estrella donde la fusión de hidrógeno ocurre en el núcleo.
* gigante rojo: A medida que el combustible de hidrógeno se agota, el núcleo se contrae y se calienta, lo que hace que las capas externas se expandan y se enfríen, convirtiendo la estrella en un gigante rojo.
* Rama horizontal: Para algunas estrellas, el núcleo de helio comienza a fusionarse, creando una nueva fuente de energía y cambiando la estrella a la rama horizontal.
* Rama gigante asintótica (AGB): A medida que el combustible de helio se agota, la estrella se expande aún más y se convierte en una estrella AGB.
* Nebulosa planetaria: En las etapas finales de las estrellas de baja masa, se expulsan las capas externas, formando una nebulosa planetaria alrededor del núcleo moribundo.
* enano blanco: El denso y caliente remanente de una estrella de baja masa.
* Supernova: La muerte explosiva de una estrella masiva, dejando atrás una estrella de neutrones o un agujero negro.
* Estrella de neutrones: Una estrella muy densa y que gira rápidamente compuesta principalmente de neutrones.
* agujero negro: Una región de espacio -tiempo donde la gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar.
Analogía simplificada:
Piense en una estrella como una vela. La masa inicial de la vela (su tamaño) determina cuánto tiempo se quemará y cuán brillante será. Una vela más pequeña durará más y producirá menos luz que una más grande. El proceso de quema de la vela (fusión en una estrella) es el mismo, pero la masa inicial dicta la duración y la intensidad del proceso.
