En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resulta imposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años.
Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.
En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).
Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos).
El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.
Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una cáscara alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, por lo que se mueve hacia la derecha en el diagrama Hertzsprung-Russell sin variar mucho su luminosidad. Esta fase es la de subgigante y es un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja. En la fase de gigante roja se hincha y aumenta su temperatura y luminosidad. La estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.
La Enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. La enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La masa de la enana blanca disminurá muy lentamente a causa de la desintegración de sus núcleos atómicos, hasta llegar a tal punto en el que se convertiría en un pedazo de materia no degenerada, y finalmente desaparecerá por completo.
Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados.
Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión). Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años.
Una estrella de neutrones o púlsar es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
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