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EVOLUCIÓN ESTELAR, Actividad 15. Ejercicio 15.3. Hacer un mapa conceptual…

- - - - Se divide en E-AGB y TP-AGB
        
        Pérdida de masa típica durante AGB
        
        Supervientos al final, formando estrellas post-AGB o PPN
        
        Viento estelar impulsado por presión de radiación
        
        Radiación UV de la estrella forma nebulosa planetaria (PN)
  - - - Flash de helio debido a la reacción triple alfa. Después, la estabilidad vuelve al núcleo
        
        Estrellas con menos de 0.5 M⊙ se convierten en enanas blancas de helio
  - - - No hay electrones degenerados en el núcleo
        
        Duración de la fase RGB depende de la masa inicial
- - - - PNe como conexión entre AGB y enanas blancas
- - - - Desarrolla un núcleo de helio degenerado después de agotar el hidrógeno central
        
        Desarrolla un núcleo radiativo
    - - No desarrollan un núcleo
        degenerado sino hasta después de haber agotado el helio
    - - Mayor cantidad de partículas en gas de hidrógeno que en helio
        
        La transformación de hidrógeno a helio disminuye la presión
        
        Contracción del núcleo, aumento de densidad, temperatura y luminosidad
        
        Fusión nuclear eficiente en el centro, agotamiento rápido de hidrógeno
        
        Núcleo se contrae, fusión migra a cáscara, estrella deja secuencia principal
- - - - Colapso isotérmico
        
        Cambio a colapso adiabático
        
        Calentamiento de la proto-estrella
        
        Formación de estrella