Fase de supergigante roja (SGR)
Las estrellas con
masas comprendidas entre 9 MSol y 
30 MSol y
metalicidad solar acaban sus vidas como supergigantes rojas. Estos
objetos son las estrellas más grandes (en tamaño) del universo, con radios de
varias unidades astronómicas. Las supergigantes rojas tienen elevadas tasas de
pérdida de masa, lo que hace que a su alrededor existan grandes cantidades de
material expulsado por la estrella.
30 MSol y
metalicidad solar acaban sus vidas como supergigantes rojas. Estos
objetos son las estrellas más grandes (en tamaño) del universo, con radios de
varias unidades astronómicas. Las supergigantes rojas tienen elevadas tasas de
pérdida de masa, lo que hace que a su alrededor existan grandes cantidades de
material expulsado por la estrella.
Como ya se ha
comentado, una estrella de este rango de masas es capaz de quemar distintos
elementos hasta llegar al hierro. A partir de ahí, ya no es posible extraer
energía de reacciones nucleares y se desencadena una supernova de colapso
gravitatorio. El remanente estelar será en la mayoría de los casos una estrella
de neutrones.
Estrellas de masa muy elevada ( M > 30 MSol )
Al igual que las
estrellas de entre 9 MSol y 30 MSol, las estrellas de
este grupo (las más masivas de todas), son capaces de seguir quemando
nuclearmente distintos elementos hasta llegar al hierro y producir una
supernova. Sin embargo, existen dos diferencias fundamentales con el rango de
masas anterior:
- Las tasas de pérdida de masa son tan elevadas que la estrella no se puede desplazar hasta el extremo derecho del diagrama para formar una supergigante roja.
- El remanente final será en la mayoría de los casos un agujero negro en vez de una estrella de neutrones.
Las estrellas de
masa muy elevada son las más difíciles de modelar numéricamente y las más sensibles
a la influencia de otros parámetros como la metalicidad o la velocidad de
rotación. Por esa razón, el límite de 30 MSol que las separa de las
del grupo anterior es (a) relativamente incierto y (b) muy dependiente de esos
parámetros secundarios.
Fase de variable luminosa azul (VLA)
Mientras agotan su
hidrógeno, las estrellas de masa muy elevada se desplazan a la derecha para
convertirse en supergigantes azules, al igual que lo hacen las estrellas de
masas comprendidas entre 9 MSol y 30 MSol. Al hacerlo,
aumenta la opacidad de sus atmósferas. Esto hace que entren en una fase
altamente inestable llamada de variable luminosa azul (VLA, en inglés, luminous
blue variable o LBV) durante la cual se desprenden de sus capas exteriores.
Fase de estrella Wolf-Rayet (WR)
Como consecuencia
de la fuerte pérdida de masa de las estrellas más masivas, especialmente
durante la fase de VLA, dichos objetos acaban por despojarse de sus capas más
externas para presentar unas atmósferas con muy bajos o nulos contenidos de
hidrógeno. Dichas estrellas se llaman Wolf-Rayet y se caracterizan por
tener intensas líneas de emisión de elementos como el helio, el carbono, el
nitrógeno y el oxígeno. Otra característica peculiar de estas estrellas es la
gran diferencia en masa entre su estado actual y su estado inicial, así cómo
que sean menos luminosas que sus estrellas progenitoras. Así, una estrella
Wolf-Rayet de 8 masas solares bien pudo iniciar su vida en la secuencia
principal con 100 MSol. Las estrellas más masivas de todas llegan a
tener vientos estelares tan fuertes que se desprenden de sus capas exteriores
de hidrógeno incluso antes de llegar a la fase de VLA.
Al final de la
fase Wolf-Rayet, la estrella agota su combustible nuclear y muere produciendo
un brote de rayos gamma.
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