En astronomía, denominar evolución estelar a la secuencia de cambeos qu'una estrella esperimenta a lo llargo de la so esistencia.
Mientres enforma tiempu pensóse que les estrelles yeren enormes boles de fueu perpetuo. Nel sieglu XIX apaecen les primeres teoríes científiques sobre l'orixe de la so enerxía: Lord Kelvin y Helmholtz propunxeron que les estrelles estrayíen la so enerxía de la gravedá contraer gradualmente. Pero dichu mecanismu dexaría caltener la lluminosidá del Sol mientres namái unes decenes de millones d'años, lo que nun concordar cola edá de la Tierra midida polos xeólogos, que yá entós s'envaloraba en dellos miles de millones d'años. Esa discordancia llevó a la busca d'una fonte d'enerxía distinta a la gravedá; na década de 1920 Sir Arthur Eddington propunxo la enerxía nuclear como alternativa. Anguaño sabemos que la vida de les estrelles ta rexida por esos procesos nucleares y que les fases que traviesen dende la so formación hasta la so muerte dependen de les tases de los distintos tipos de reaiciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambeos que nelles se producen al variar la so temperatura y composición internes. Con éses la evolución estelar puede describise como una batalla ente dos fuercies: la gravitatoria, que dende la formación d'una estrella a partir d'una nube de gas tiende a estruyila y a conducila al colapsu gravitatoriu, y la nuclear, que tiende a oponese a esa contraición al traviés de la presión térmica resultante de les reaiciones nucleares. Anque finalmente'l ganador d'esta batalla ye la gravedá (yá qu'en dalgún momentu la estrella nun va tener más combustible nuclear qu'emplegar), la evolución de la estrella va depender, fundamentalmente, de la so masa inicial y, de segundes, de la so metalicidá y la so velocidá de rotación lo mesmo que de la presencia d'estrelles compañeres cercanes.
Una estrella de metalicidá solar, baxa velocidá de rotación y ensin compañeres cercanes, traviesa les siguientes fases, conforme a la so masa inicial:Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288
Rangu de mases Fases evolutives Destín final Masa baxo: M 0,5 MSol PSP SP SubG GR EB Masa entemedio: 0,5 MSol M 9 MSol PSP SP SubG GR AR/RH RAG NP+EB Masa elevao: 9 MSol M 30 MSol PSP SP SGAz SGAm SGR SN+EN Masa bien elevao: 30 MSol M PSP SP SGAz/WR VLA WR SN/BRG+AN
thumb|400px|Trayectories evolutives d'estrelles de distintes mases representaes nun diagrama de Hertzsprung-Russell.
Los nomes de les fases son:
PSP: Presecuencia principal SP: Secuencia principal SubG: Subxigante GR: Xigante colorada AR: Apelotonamiento coloráu RH: Caña horizontal RAG: Caña asintótica xigante SGAz: Superxigante azul SGAm: Superxigante mariella SGR: Superxigante colorada WR: Estrella Wolf-Rayet VLA: Variable lluminosa azul
Una estrella puede morrer en forma de: EM: Nana marrón NP: Nebulosa planetaria SN: Supernova BRG: Biltu de rayu gamma
y dexar un remanente estelar:
EB: Nana blanca EN: Estrella de neutrones AN: Furacu negru
Les fases y los valores llendes de les mases ente los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidá, de la velocidá de rotación y de la presencia de compañeres. Asina, por casu, delles estrelles de masa baxo o entemedia con una compañera cercana, o delles estrelles bien masives y de baxa metalicidá, pueden acabar la so vida destruyéndose por completu ensin dexar nengún remanente estelar.
L'estudiu de la evolución estelar ta condicionáu poles sos escales temporales, cuasi siempres bien cimeres a la d'una vida humana. Por ello nun puede analizase'l ciclu de vida completu de cada estrella individualmente, sinón que ye necesariu realizar observaciones de munches d'elles, caúna nun puntu distintu de la so evolución, a manera d'instantánees d'esi procesu. Nesti aspeutu ye fundamental l'estudiu de los cúmulos estelares, los qu'esencialmente son coleiciones d'estrelles d'edá y metalicidá similares pero con un ampliu rangu de mases. Esos estudios depués compárense con modelos teóricos y simulaciones numbériques de la estructura estelar.
La presecuencia principal (PSP): De la nube molecular al entamu del quemáu d'hidróxenu
thumb|NGC 604, una rexón xigante de formación estelar na Galaxa del Triángulu Les estrelles formar a partir del colapsu gravitatoriu y condensación d'inmenses nubes moleculares de gran densidá, tamañu y masa total. La metalicidá de la nube de gas va ser la que tengan les estrelles que se formen a partir d'ella. De normal, una mesma nube produz delles estrelles formando cúmulos abiertos con decenes y hasta centenares d'elles. Estos fragmentos de gas van convertir en discos de acreción o de acrecimiento de los cualos van surdir planetes si la metalicidá ye lo suficientemente elevada.
Sía como fora, el gas prosigue la so cayida escontra'l centru de la nube. Esti centru o nucleu de la protoestrella estrúyese más apriesa que'l restu lliberando mayor enerxía potencial gravitatoria. Aproximadamente la metá d'esa enerxía irrádiase y la otra metá invertir nel calentamientu de la protoestrella. D'esta forma'l nucleu aumenta la so temperatura cada vez más hasta encender l'hidróxenu, momentu nel cual la presión xenerada poles reaición nucleares xube rápido hasta permediar la gravedá.
La masa de la nube determina tamién la masa de la estrella. Non tola masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte d'esi gas ye espulsáu cuando'l «nuevu sol» empieza a llucir. Cuanto más masiva seya esta nueva estrella más intensu va ser el so vientu estelar llegando al puntu de detener el colapsu del restu del gas. Esiste, por esi motivu, una llende máxima na masa de les estrelles que pueden formase alredor de les 120 ó 200 mases solares.Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43 La metalicidá amenorga esa llende, daqué inciertu, por cuenta de que los elementos son más opacos al pasu de la radiación cuanto más pesaos. Polo tanto una mayor opacidá fai que'l gas frene'l so colapsu más rápido por aición de la radiación.
La continua llucha ente la gravedá, que tiende a contraer la nueva estrella, y la presión producida pol calor xeneráu nes reaiciones termonucleares del so interior, ye'l principal factor que determina a partir d'entós la evolución de la estrella.
La secuencia principal (SP): La fase más llarga de la vida de les estrelles
thumb|250px|Esquema d'estrelles na so secuencia principal: Les zones con conveición apaecen representaes por bucles ente que les zones de radiación representar por fleches quebraes. Na gráfica representa una nana colorada, una naranxa de tamañu mediu y una xigante azul. Llámase secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidróxenu nel so nucleu por aciu fusión nuclear. Equí la estructura de la estrella consta esencialmente d'un nucleu onde tien llugar la fusión del hidróxenu al heliu, y una envoltura que tresmite la enerxía xenerada escontra la superficie. La mayor parte de les estrelles pasen el 90% de la so vida, aproximadamente, na secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Nesta fase les estrelles peracaben el so combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de 2-3 millones d'años, nel casu de les estrelles más masives y calientes, a miles de millones d'año si tratar d'estrelles de tamañu mediu como'l Sol, o hasta decenes o inclusive centenares de miles de millones d'años nel casu d'estrelles de poca masa como les nanes coloraes. Amodo, la cantidá d'hidróxenu disponible nel nucleu mengua, colo qu'ésti hai de contraer p'aumentar la so temperatura y poder detener el so colapsu gravitacional. Les temperatures del nucleu estelar más elevaes dexen fundir, progresivamente, nueves capes d'hidróxenu ensin procesar. Por esti motivu les estrelles aumenten la so lluminosidá mientres la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.
Nuna estrella de secuencia principal estremamos dos maneres de quemar l'hidróxenu del nucleu, les cadenes PP o cadenes protón-protón y el ciclu CNO o ciclu de Bethe.
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Les cadenes protón-protón llámense asina porque son el conxuntu de reaiciones que parten de la fusión d'un ión d'hidróxenu con otru igual, o lo que ye lo mesmo, d'un protón con otru protón. Les sigles del ciclu CNO faen referencia a los elementos qu'intervienen nes sos reaiciones, el carbonu, el nitróxenu y el oxíxenu. Esti conxuntu de reaiciones usa'l carbonu-12 como catalizador nuclear. El ciclu CNO ye muncho más sensible (dependiente) a la temperatura que les cadenes PP, polo qu'a temperatures elevaes (a partir de 2 × 10⁷K) pasa a ser la reaición dominante y la qu'apurre'l gruesu de la enerxía de la estrella; esto asocede n'estrelles más masives qu'aproximadamente 1,5 mases solares. Por cuenta de esa gran dependencia cola temperatura, los nucleos de les estrelles nes que predomina la cadena protón-protón son pequeños y convectivos, ente que aquellos nos qu'apodera'l cíclo CNO son mayores y radiativos. El menor tiempu limitante de les estrelles CNO tamién fai que consuman en muncho menos tiempu'l so hidróxenu.
La evolución posterior a la secuencia principal: La vieyera de les estrelles Cuando l'hidróxenu sume nel centru de la estrella, la estrella empieza la so vieyera. A partir d'esti momentu, la so evolución va ser bien distinta en función de la so masa.
Estrelles de masa baxo y entemedia ( M < 9 MSol )
Fase de subxigante (SubG)
Cuando una estrella de menos de 9 mases solares escosa l'hidróxenu nel so nucleu, empieza a quemar nun pulgu alredor d'ésti. Como resultáu, la estrella encher y la so superficie esfrezse, polo que se mueve escontra la derecha na diagrama Hertzsprung-Russell ensin variar enforma la so lluminosidá. Esta fase ye la de subxigante y ye un estáu entemediu ente la secuencia principal y la fase de xigante colorada.
Fase de xigante colorada (GR)
Al evolucionar una subxigante escontra la derecha (temperatures más baxes) na diagrama de Hertzsprung-Russell, nun momentu dau l'atmósfera de la estrella algama un valor críticu de la temperatura que fai que la lluminosidá aumente espectacularmente ente que la estrella encher hasta algamar un radiu cercanu a los 100 millones de km: la estrella convirtióse asina nuna xigante colorada. Envalórase que dientro d'unos 5-6 millardos d'años el Sol va llegar a esta condición y va taramiar a Mercuriu, a Venus y quiciabes a la Tierra.
Al igual qu'una subxigante, una xigante colorada deriva la so enerxía de quemar hidróxenu n'heliu nun pulgu alredor del so nucleu inerte d'heliu. La fase de xigante colorada termina cuando dichu heliu encender por aciu el procesu triple-alfa. N'estrelles con masa inferior a 0,5 mases solares, la temperatura central nunca apuerta a lo suficientemente alta como por que se active'l procesu triple-alfa, polo que pa elles ésta ye la última fase na que la estrella soportar a sigo mesma con reaiciones nucleares.
Mientres la fase de xigante colorada produzse'l primera dragáu» (first dredge-up n'inglés), nel que'l material procesáu nuclearmente nel interior de la estrella ye tresportáu pola conveición (mesma de la envoltura de les xigantes coloraes) hasta la superficie, tornándose asina detectable.
Fase del apelotonamiento coloráu (AR) o de la caña horizontal (RH)