M3 Evolución Estelar como Ciclo Dinámico

Tópico

El protagonista de este modelo es la estrella a lo largo de toda su vida. La estrella nace del colapso de un fragmento de nube molecular, enciende la fusión de hidrógeno dentro de su núcleo, y pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal.

La duración de ese periodo en la secuencia principal depende con mucha fuerza de la masa inicial con la que nace la estrella: cuanto más masiva nace esa estrella, más rápido agota su propio combustible, porque su luminosidad crece todavía más rápido que su masa.

Al agotarse el hidrógeno de su núcleo, la estrella abandona la secuencia principal y se expande hasta convertirse en gigante, para terminar, según cuál de dos umbrales de masa termine cruzando en ese momento, como uno de tres remanentes distintos: una enana blanca, sostenida por la presión de degeneración de sus electrones; una estrella de neutrones, si su masa supera el primero de esos dos umbrales; o un agujero negro, si esa misma masa supera el segundo umbral, más alto todavía que el primero.

Aunque para la estrella individual este arco completo es un recorrido en una sola dirección, sin ningún retorno posible, el ciclo sí se cierra cuando se lo mira a la escala del sistema entero: el material que la estrella devuelve al morir enriquece la misma nube interestelar de la que provienen las estrellas siguientes, cerrando así, a esa escala mayor, el mismo ciclo del gas ya descrito para el medio interestelar. Así, desde el nacimiento de la estrella con el que arranca este documento hasta ese reintegro a la nube interestelar con el que termina, pasando por la secuencia principal y por los dos umbrales de masa que deciden su remanente final, la estrella hace que su propio viaje sin retorno se convierta, visto a escala del medio interestelar que la rodea, en apenas un tramo más de un ciclo que nunca deja de repetirse.

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