El curso de vida de una estrella masiva desde el nacimiento hasta la muerte usando el Diagrama HR

No explicaré principalmente los diagramas HR, porque creo que centrarse en algunos de los aspectos físicos subyacentes es esencial para la comprensión, especialmente las nucleosíntesis estelares . Para simplificar, supongamos que la estrella consiste inicialmente en nada más que hidrógeno ordinario y trazas de carbono y nitrógeno.

La fusión nuclear de hidrógeno forma helio ; la fusión del helio forma carbono ; la fusión del carbono conduce a elementos más pesados ​​como el neón, también el oxígeno, el sodio y el magnesio; el neón se descompone en oxígeno ; fusibles de oxígeno a silicio y otros ; el silicio se fusiona paso a paso con el helio para formar hierro . Cada una de estas fases de la quema necesita una temperatura más alta y libera energía. Las fases se pueden subdividir en la primera quema del núcleo y luego la quema del caparazón.

Las fases anteriores duran lo suficiente como para ser visibles desde el exterior, lo que genera movimiento dentro del diagrama de recursos humanos. El calentamiento de fase a fase generalmente da como resultado una expansión general de la estrella. Las últimas fases duran poco tiempo, demasiado corto para propagar los efectos al exterior.

La fusión del hierro consume energía. Por lo tanto, la estrella tiene un problema después de que el núcleo consiste en hierro. La presión exterior no puede ser detenida por la fusión y el calentamiento adicional: el núcleo colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro, mientras que la parte exterior es expulsada por una supernova . Las estrellas de neutrones generalmente giran rápidamente y se enfrían durante largos períodos de tiempo.

Después de este marco general, puede profundizar en los detalles de las fases.