Discusión:Evolución estelar

Evolución estelar fue un artículo destacado, pero tras pasar por una revaluación no superó los criterios pertinentes, por lo que le fue retirada la categoría. Historial de eventos para este artículo Candidatura a artículo destacado realizada el 26/11/2005 sobre esta versión. Resultado: APROBADO Este artículo fue redactado principalmente por Xenoforme (disc. · contr. · bloq.), y propuesto como candidato a artículo destacado por Mortadelo2005 (disc. · contr. · bloq.). Fecha de aparición en la portada como artículo destacado: del 15 de enero al 22 de enero de 2006. Revalidación de artículo destacado realizada el 23/02/2023 sobre esta versión. Resultado: REPROBADO

Necesidad de remodelación

Este artículo necesita ser remodelado en varios aspectos:

• Hace falta un esquema inicial que diga cuáles son las fases que atraviesa cada estrella en función de su masa.
• Hay que añadir más información sobre las fases de las estrellas masivas. Solamente se incluye la secuencia principal y la fase de supergigante roja pero no se dice nada sobre las fases Wolf-Rayet y VLA.
• Hay que eliminar ciertas confusiones. Las estrellas de masa inferior a 8-10 masas solares no pasan por la fase de supergigante roja (esa fase la pasan solamente las estrellas de más de 8-10 masas solares y menos de ~40 masas solares, aunque el límite superior depende de la metalicidad y de la intensidad de los vientos estelares) pero sin embargo tienen dos fases adicionales: la rama horizontal (metalicidad baja) o apelotonamiento rojo (red clump para metalicidad alta) y la rama asintótica gigante. La primera se corresponde al quemado de helio en el centro y la segunda al quemado en capa más la fase de inestabilidad debido al quemado en dos zonas.
• Como comentario general, se dan algunos números que son demasiado precisos, tanto en cuanto a que dependen de modelos de evolución para los que autores diferentes dan resultados distintos como en cuanto a que dependen de parámetros variables. Por ejemplo, el destino final de una estrella masiva como estrella de neutrones o agujero negro así como el tipo de supernova que produce al morir depende no solamente de su masa sino también fuertemente en su tasa de pérdida de ésta a lo largo de su vida (parámetro que, a su vez, depende de su metalicidad).

--Jesús Maíz 08:34 9 may 2007 (CEST)

He empezado la remodelación arriba indicada:

• He rehecho la introducción para acomodar el esquema de las fases.
• He hecho un diagrama HR específico.
• He puesto enlaces a las fases específicas, en español para los casos en que ya hay una página y en inglés para los demás
• La página se está acercando a un tamaño difícil de leer. Quizás fuera una buena idea hacer una nueva página sobre Reacciones nucleares estelares y otra sobre Escalas de tiempo estelares donde poner parte del material que hay aquí.

--Jesús Maíz 19:36 12 may 2007 (CEST)

Aquí va una nueva tanda de cambios:

• He reestructurado el artículo para diferenciar entre la evolución post-secuencia principal de las estrellas más y menos masivas.
• He hecho una revisión de notación para unificarla en la medida de lo posible. Puede que haya que seguir haciendo más de esta tarea.
• Buena parte del material sobre la secuencia principal ha sido movido a Secuencia principal.
• Parte del material que estaba en la sección sobre gigantes rojas ha sido repartido en su página específica (Gigante roja) y en las nuevas secciones sobre el apelotonamiento rojo y la rama asintótica gigante.
• He movido el antiguo contenido de la sección de supergigantes rojas a nucleosíntesis estelar pues allí encajaba mucho mejor (las diferencias en el movimiento de las estrellas masivas en el diagrama H-R están más condicionadas por la pérdida de masa y el efecto del límite de Eddington que por las reacciones nucleares específicas que se están produciendo en ese momento en el interior de la estrella).
• Se ha empezado a escribir desde cero la parte de estrellas masivas y muy masivas.
• He copiado el contenido de la sección sobre escalas de tiempo a una nueva página (Escalas de tiempo estelares) y he dejado aquí solamente los resultados principales para así conseguir un tamaño más manejable.

--Jesús Maíz 19:02 13 may 2007 (CEST)

He actualizado la sección del destino final de las estrellas. Parte del material antiguo se ha movido a Enana blanca.

--Jesús Maíz 23:10 17 may 2007 (CEST)

He añadido la sección sobre los efectos de la metalicidad, la rotación y la presencia de estrellas compañeras. Con esto creo que el artículo queda razonablemente completo y actualizado, por lo que he quitado el cartel de "en obras".

--Jesús Maíz 11:05 19 may 2007 (CEST)

Otros cambios que serian necesarios:

• Faltaría toda la evolución de la fase post-secuencia principal en estrellas de baja masa, en particular las fases Post-AGB y la diferente fauna de objetos en esas fases evolutivas (desde estrellas con pulsos termicos, AGB-manque, etc...)

• Sobre rotación, quizás señalar la influencia en distintos rangos de masa.

• De alguna forma, creo que tienen que estar claros los diferentes tiempos de vida y como cambian estos con la masa en las diferentes fases. De esta forma se permite pasar directamente a articulos relacionados tanto con isocronas como con poblaciones estelares...

--Miguel Cerviño 13:29 19 may 2007 (CEST)

Luminosidad de estrellas Wolf-Rayet

He añadido que la luminosidad de una estrella Wolf-Rayet es inferior a la de la estrella que la originó. Habría que darle un repaso al artículo sobre ése tipo de estrellas para que coincidiera con lo expuesto aquí; estoy trabajando en repasarlo.

Un pequeño detalle

El artículo es muy bueno, pero a veces peca de precipitado y sentencioso. Afirma cosas aún no demostradas (como la muerte por brote de rayos gamma, cosa aun controvertida). Por lo demás está muy bien, pero si en lugar de asegurar tanto dijera: "En opinión de la mayoría de los científicos..." "La hipótesis aceptada es...", quedaría más neutral.Usuario:Quark&Jaguar

La existencia de (por lo menos) dos tipos de brotes de rayos gamma, uno por colapso estelar y otro por colisión de dos objetos compactos, no se discute hoy en día por ningún especialista en el tema. Es cierto que hasta hace unos años la situación era bastante confusa pero eso ha cambiado enormemente en la última década gracias a (a) la detección temprana de los eventos, (b) el análisis temporal detallado de la curva de luz y su asociación a supernovas, (c) la detección y seguimiento en un rango de longitudes amplio y (d) la comparación con las predicciones de los cientos de modelos existentes en los años 80 y principios de los 90 (donde la falta de información produjo que se les asignara a los BRG orígenes de lo más variopinto). No obstante, ¿puedes citar algún artículo especializado reciente que contradiga que las estrellas más masivas y de metalicidad igual y (sobre todo) inferior a la solar no acaben sus vidas como BRG?

Para hacerte una idea de la actividad del campo puedes ir a [1] y teclear GRB en el campo de las palabras en el título. Hay cientos de artículos al año.

--Jesús Maíz 08:13 14 nov 2007 (CET)

Perdona, entonces deberías actualizar la página de brote de rayos gamma, puesto que ahí se dice que no está claro su origen. Un saludo, Usuario:Quark&Jaguar 17:40 (CET) PD:Es que había leido eso en el artículo de brote de rayos gamma. Enhorabuena por vuestro trabajo.

Tienes razón. Acabo de leer el artículo y tiene pinta de haber sido escrito basándose en el conocimiento de hace algo así como 7 años y de tener unos leves retoques posteriores. En cuanto pueda lo limpio un poco. En cualquier caso, la versión en inglés w:en:Gamma ray burst está bastante actualizada (en concreto el segundo párrafo es un resumen bastante bueno).

sección "escalas de tiempo en la vida de las estrellas"

En la sección "escalas de tiempo en la vida de las estrellas", se agradecería que fueran más específicos con los términos involucrados en las fórmulas, explicando claramente qué es cada cosa. También, y pensando en aquellas personas que no poseen un conocimiento más profundo en Astrofísica, se podría mejorar esta sección (que quedó un tanto pobre comparada con la excelente explicación de los restantes procesos involucrados en la evolución de las estrellas).

explicación de procesos nucleares

Un excelente artículo , pero sería más facil que se le explique un poco más los procesos nucleares antes de hablar de su uso en las estrellas. yo que no soy tan profecional en el tema , me saltaron unas dudas que el artículo no respondía o no lo hacia concretamente: ¿como el proceso de fusion del hidrogeno CNO acorta el tiempo de vida de la estrella.? ¿El proceso en que algunas estrellas mueren sin dejar residuó , es por una reaccion nuclear materia-antimateria , pero como se producen esas partículas de anti-materia? y lo que muchos no sabriamos al ver el tema es que la reaccion positron-proton es una reaccion de materia anti-materia y que es tal reaccion. --Cx24 (discusión) 02:08 4 ago 2011 (UTC)

Enlaces externos modificados

Hola,

Acabo de modificar 1 enlaces externos en Evolución estelar. Por favor tomaos un momento para revisar mi edición. Si tenéis alguna pregunta o necesitáis que el bot ignore los enlaces o toda la página en su conjunto, por favor visitad esta simple guía para ver información adicional. He realizado los siguientes cambios:

• Se añadió el archivo https://web.archive.org/web/20160912210804/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/evol_hr.swf a http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/evol_hr.swf

Por favor acudid a la guía anteriormente enlazada para más información sobre cómo corregir los errores que el bot pueda cometer.

Saludos.—InternetArchiveBot (Reportar un error) 06:47 2 may 2020 (UTC)