En astronomia, es denomina evolució estel·lar la seqüència de canvis que una estrella experimenta al llarg de la seva existència. Durant molt de temps, es va pensar que les estrelles eren enormes boles de foc perpetu. En el , apareixen les primeres teories científiques sobre l'origen de la seva energia: lord Kelvin i Helmholtz van proposar que les estrelles extreien la seva energia de la gravetat, contraient-se gradualment. Però aquest mecanisme hauria permès mantenir la lluminositat del Sol durant únicament unes desenes de milions d'anys, cosa que no concordava amb l'edat de la Terra mesurada pels geòlegs, que ja llavors s'estimava en diversos milers de milions d'anys. Aquesta discordança va dur a la recerca d'una font d'energia distinta de la gravetat i, en l'any 1920, sir Arthur Eddington va proposar l'energia nuclear com a alternativa. Avui dia, se sap que la vida de les estrelles està regida per aquests processos nuclears i que les fases que travessen des de la seva formació fins a la seva mort dependran de les taxes dels diferents tipus de reaccions nuclears i de com l'estrella reaccioni davant els canvis que s'hi produeixen en variar la seva temperatura i composició internes. Així doncs, l'evolució estel·lar pot descriure's com una batalla entre dues forces: la gravitatòria, que des de la formació d'una estrella a partir d'un núvol de gas tendeix a comprimir-la i a conduir-la al col·lapse gravitatori, i la nuclear, que tendeix a oposar-se a aquesta contracció generant energia per mitjà de reaccions nuclears. Encara que finalment el guanyador d'aquesta batalla és la gravetat (ja que, en algun moment, l'estrella no tindrà més combustible nuclear a emprar), l'evolució de l'estrella dependrà, fonamentalment, de la seva massa inicial i, en segon lloc, de la seva metal·licitat i la seva velocitat de rotació, així com de la presència d'estrelles companyes properes. Per a una estrella de metal·licitat solar, baixa velocitat de rotació i sense companyes properes, les fases per les quals travessa són les següents:Schaller, G. i cols. 1992, A&AS 96, 269Heger, A. i cols. 2003, ApJ 591, 288 Rang de masses Fases evolutives Destí final Massa baixa: M 0,5 MSol PSP SP SubG GV ¿NP?+EB Massa intermèdia: 0,5 MSol M 9 MSol PSP SP SubG GV AV/BH BAG NP+EB Massa elevada: 9 MSol M 30 MSol PSP SP SGB SGG SGV SN+EN Massa molt elevada: 30 MSol M PSP SP SGB VLB WR SN/ERG+AN miniatura|Evolució d'estrelles de distintes masses representades en el diagrama de Hertzsprung-Russell.
Els noms de les fases són:
PSP: preseqüència principal SP: seqüència principal SubG: subgegant GV: gegant vermella AV: agrupament vermell BH: branca horitzontal BAG: branca asimptòtica de les gegants SGB: supergegant blava SGG: supergegant groga SGV: supergegant vermella WR: estrella Wolf-Rayet VLB: variable lluminosa blava
Una estrella pot morir en forma de:
NP: nebulosa planetària SN: supernova ERG: esclat de raigs gamma
i deixar una estrella compacta:
EB: nana blanca EN: estrella de neutrons AN: forat negre Les fases i els valors límit de les masses entre els diferents tipus de possibles evolucions depenen de la metal·licitat, velocitat de rotació i presència de companyes. Així, per exemple, algunes estrelles de massa baixa o intermèdia amb una companya propera o algunes estrelles molt massives i de baixa metal·licitat poden acabar la seva vida destruint-se per complet sense deixar cap deixalla (romanent estel·lar).
L'estudi de l'evolució estel·lar està condicionat per les seves escales temporals, gairebé sempre molt superiors a la d'una vida humana. Per això, no s'analitza el cicle de vida de cada estrella individualment, sinó que és necessari realitzar observacions de moltes d'aquestes, cadascuna en un punt distint de la seva evolució, a manera d'instantànies d'aquest procés. En aquest aspecte, és fonamental l'estudi de cúmuls estel·lars, els quals constitueixen una col·lecció d'estrelles d'edat i metal·licitat similars, però amb un ampli rang de masses. Aquests estudis s'han de comparar amb models teòrics i simulacions numèriques de l'estructura estel·lar.
La preseqüència principal (PSP): del núvol molecular a l'inici de la combustió d'hidrogen miniatura|NGC 604, una gegant regió de formació estel·lar en la galàxia del Triangle
Les estrelles es formen a partir de la fragmentació i condensació d'immensos núvols moleculars de gran densitat, grandària i massa total. La metal·licitat del núvol de gas serà la que continguin les estrelles que origini. Normalment, un mateix núvol produeix diverses estrelles formant cúmuls oberts d'entre desenes i centenars d'aquestes. Aquests fragments de gas es convertiran en discos d'acreció, dels quals sorgiran planetes si la metal·licitat n'és prou elevada.
En qualsevol cas, el gas prossegueix la seva caiguda cap al centre del núvol. Aquest centre o nucli de la protoestrella es comprimeix més de pressa que la resta, alliberant major energia potencial gravitatòria. Aproximadament, la meitat d'aquesta energia s'irradia i l'altra meitat s'inverteix en l'escalfament de la protoestrella. D'aquesta forma, el nucli augmenta la seva temperatura cada vegada més fins a encendre l'hidrogen, moment en el qual la pressió generada per les reaccions nuclears ascendeix ràpidament fins a arribar a l'equilibri amb la gravetat.
La massa del núvol determina també la massa de l'estrella. No tota la massa del núvol arriba a formar part de l'estrella. Gran part d'aquest gas és expulsat quan el "nou sol" comença a lluir. Com més massiva sigui aquesta nova estrella, més intens serà el seu vent estel·lar i arribarà a l'instant de detenir el col·lapse de la resta del gas. Existeix, per aquest motiu, un límit màxim en la massa de les estrelles que es poden formar a l'entorn de les 120 o 200 masses solars.%Oey, M. S. i Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43 La metal·licitat redueix aquest límit, una mica incert, a causa del fet que els elements són més opacs enfront del pas de la radiació com més pesants siguin. Per tant, una major opacitat fa que el gas freni el seu col·lapse més ràpidament per acció de la radiació.
La contínua lluita entre la gravetat, que tendeix a contreure la jove estrella, i la pressió produïda per la calor generada en les reaccions termonuclears del seu interior és el principal factor que determina, a partir de llavors, l'evolució de l'estrella.
La seqüència principal (SP): la fase més llarga de la vida de les estrelles Es diu seqüència principal la fase en què l'estrella crema hidrogen en el seu nucli mitjançant fusió nuclear. Una vegada instal·lada en la seqüència principal, l'estrella es compon d'un nucli on té lloc la fusió de l'hidrogen a l'heli, i un mantell que transmet l'energia generada cap a la superfície. La major part de les estrelles passen el 90% de la seva vida, aproximadament, en la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En aquesta fase, les estrelles consumeixen el seu combustible nuclear de manera gradual, i poden romandre estables per períodes de 2-3 milions d'anys, en el cas de les estrelles més grans i calentes, a milers de milions d'anys si es tracta d'estrelles de grandària mitjana com el Sol, o fins a desenes o, fins i tot, centenars de milers de milions d'anys en el cas d'estrelles de poca massa com les nanes vermelles. Lentament, la quantitat d'hidrogen disponible en el nucli disminueix; llavors, l'estrella ha de contreure's per a augmentar la seva temperatura i poder detenir el col·lapse gravitacional. Les temperatures del nucli estel·lar més elevades permeten fusionar, progressivament, noves capes d'hidrogen sense processar. Per aquest motiu, les estrelles augmenten la seva lluminositat al llarg de la seqüència principal de manera gradual i regular.
En una estrella de seqüència principal, distingim dues maneres de cremar l'hidrogen del nucli, les cadenes PP o cadenes protó-protó i el cicle CNO o cicle de Bethe:
500px|Cadena PPCicle CNO
Les cadenes protó-protó es diuen així perquè són el conjunt de reaccions que parteixen de la fusió d'un ió d'hidrogen amb un altre igual o, cosa que és el mateix, d'un protó amb un altre protó. Les sigles del cicle CNO fan referència als elements que intervenen en les seves reaccions, el carboni, el nitrogen i l'oxigen. Aquest conjunt de reaccions usa el carboni-12 com a catalitzador nuclear. El cicle CNO és molt més dependent de la temperatura que les cadenes PP, per la qual cosa, a temperatures elevades (a partir de 2·107K), passa a ser la reacció dominant i la que aporta el gruix de l'energia de l'estrella encara que només es dona a partir d'1,5 masses solars. A causa d'aquesta gran dependència amb la temperatura, els nuclis CNO són petits i convectius, mentre que els PP són majors i radiactius. El menor temps limitant de les estrelles CNO també fa que consumeixin en molt menys temps el seu hidrogen.
L'evolució posterior a la seqüència principal: la vellesa de les estrelles Quan l'hidrogen desapareix en el centre de l'estrella, l'estrella comença la seva vellesa. A partir d'aquest moment, la seva evolució serà molt distinta en funció de la seva massa.
Estrelles de massa baixa i intermèdia (M < 9 MSol) Fase de subgegant (SubG) Quan una estrella de menys de 9 masses solars esgota l'hidrogen en el seu nucli, comença a cremar-lo en una capa al voltant d'aquest. Com a resultat, l'estrella s'infla i la seva superfície es refreda, per la qual cosa es mou cap a la dreta en el diagrama de Hertzsprung-Russell, sense variar massa la seva lluminositat. Aquesta fase és la de subgegant i és un estat intermedi entre la seqüència principal i la fase de gegant vermella.
Fase de gegant vermella (GV) En evolucionar una subgegant cap a la dreta (temperatures més baixes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, en un moment donat l'atmosfera de l'estrella arriba a un valor crític de la temperatura que fa que la lluminositat augmenti espectacularment, mentre que l'estrella s'infla fins a arribar a un radi proper als 100 milions de km: l'estrella s'ha convertit així en una gegant vermella. S'estima que, dintre d'uns 5-6 mil milions d'anys, el Sol arribarà a aquesta condició i devorarà Mercuri i potser Venus.
Igual que una subgegant, una gegant vermella deriva la seva energia de cremar hidrogen en heli en una capa al voltant del seu nucli. La fase de gegant vermella acaba quan l'heli del seu nucli s'encén mitjançant el procés triple-alfa. Per a les estrelles amb massa inferior a 0,5 masses solars, la temperatura central mai arriba a ser prou alta perquè es produeixi el procés triple-alfa, per la qual cosa aquesta és la seva última fase, en la qual l'estrella se suporta a si mateixa per mitjà de reaccions nuclears.
Durant la fase de gegant vermella, es produeix el primer dragatge, en el qual el material reprocessat nuclearment en l'interior de l'estrella es fa visible en la superfície.
Fase de l'agrupament vermell (AV) o de la branca horitzontal (BH) En encendre's l'heli en estrelles de més de 0,5 MSol de massa inicial, la lluminositat de l'estrella descendeix lleugerament i la seva grandària disminueix. Per a estrelles de metal·licitat solar, la temperatura superficial no varia gaire pel que fa a la fase de gegant vermella, i aquesta fase rep el nom dagrupament vermell (en anglès, red clump), ja que les estrelles de masses similars apareixen agrupades al voltant d'un punt del diagrama de Hertzsprung-Russell. Per a estrelles de menor metal·licitat, la temperatura superficial augmenta i aquesta fase rep el nom de branca horitzontal (en anglès, horitzontal branch), car les estrelles de masses similars apareixen distribuïdes al llarg d'una línia de temperatura variable i lluminositat constant en el diagrama de Hertzsprung-Russell. +