PÉRDIDA DE MASA ESTELAR POR METALICIDAD Y MASA INICIAL

La pérdida de masa durante la evolución estelar depende críticamente de dos factores: la masa inicial y la metalicidad. Los mecanismos principales son vientos estelares, erupciones y eyección de envolturas. A mayor metalicidad, más eficientes son los vientos (los metales aumentan la opacidad y el acoplamiento con la radiación).

Aquí se presentan las estimaciones basadas en modelos evolutivos actuales:

Tabla de porcentajes de masa perdida

Masa inicial (M☉)	Población III (Z ≈ 0)	Población II (Z ≈ 0.001)	Población I (Z ≈ 0.02)	Mecanismos dominantes
1 M☉	5-15%	15-30%	40-60%	Vientos en fase AGB
10 M☉	15-30%	40-60%	70-85%	Vientos en supergigante + posible fase WR
100 M☉	30-50%	60-80%	90-95%	Vientos fuertes, erupciones LBV
1000 M☉*	≥50% (inestable)	~90% (si existe)	~99% (si existe)	Pulsaciones, inestabilidad de pares

*Nota: Estrellas de 1000 M_☉ son teóricas; en Pob I/II la fragmentación impide su formación.*

Explicación detallada por rangos de masa

1. Estrellas de 1 M_☉ (tipo solar)

Población III (Z ≈ 0):

Vientos prácticamente inexistentes durante secuencia principal.

Pérdida mínima en fase de gigante (sin metales para impulsar vientos).

Masa final: ~0.85-0.95 M_☉ (enana blanca de He).

Porcentaje perdido: 5-15%.

Población II (Z ≈ 0.001):

Vientos moderados en fase AGB.

Masa final: ~0.7-0.85 M_☉ (enana blanca de C/O).

Porcentaje perdido: 15-30%.

Población I (Z ≈ 0.02):

Fuertes vientos en fase AGB (superviento).

Masa final: ~0.5-0.6 M_☉ (enana blanca de C/O).

Porcentaje perdido: 40-60%.

2. Estrellas de 10 M_☉

Población III:

Vientos débiles (opacidad baja).

Posible pérdida por pulsaciones en supergigante.

Masa final del núcleo: ~7-8.5 M_☉.

Porcentaje perdido: 15-30%.

Población II:

Vientos significativos en fase supergigante.

Puede perder envoltura de H, pero raramente alcanza fase WR.

Masa final: ~4-6 M_☉.

Porcentaje perdido: 40-60%.

Población I:

Fuertes vientos desde fase O temprana.

Probable transición a Wolf-Rayet (pérdida extrema de envoltura).

Masa final: ~1.5-3 M_☉ (estrella de neutrones).

Porcentaje perdido: 70-85%.

3. Estrellas de 100 M_☉

Población III:

Sin vientos significativos por baja opacidad.

Pero puede sufrir inestabilidad de pares (pair-instability) si M > 80-130 M_☉ → pérdida catastrófica o explosión completa.

Masa final: ~50-70 M_☉ (si no explota por inestabilidad).

Porcentaje perdido: 30-50% (o 100% si supernova de inestabilidad).

Población II:

Vientos fuertes impulsados por líneas metálicas.

Posible fase LBV (Variable Luminosa Azul) con erupciones.

Masa final: ~20-40 M_☉ (agujero negro).

Porcentaje perdido: 60-80%.

Población I:

Vientos extremadamente fuertes desde etapa temprana.

Rápidamente se convierte en estrella Wolf-Rayet.

Masa final: ~5-10 M_☉ (agujero negro).

Porcentaje perdido: 90-95%.

4. Estrellas de 1000 M_☉ (casos extremos)

Población III:

Podrían formarse en halos de materia oscura primordiales.

Altamente inestables → inestabilidad de pares generalizada.

Posible destino: explosión completa (100% pérdida) o colapso directo a agujero negro de ~500 M_☉.

Porcentaje perdido: ≥50% (dependiendo del modelo).

Población II/I:

Prácticamente imposibles de formar (la fragmentación de nubes con metales produce muchas estrellas menores).

Si existieran, los vientos las destruirían rápidamente.

Porcentaje perdido estimado: ~90-99%.

Mecanismos de pérdida de masa por población

Población III (Z ≈ 0):

Vientos radiativos débiles: Falta de líneas metálicas para acoplar radiación-materia.

Pérdida por rotación: Mezcla y eyección de material superficial.

Inestabilidades: Pulsaciones, inestabilidad de pares en estrellas muy masivas.

Erupciones: Posibles eventos tipo LBV en estrellas > 50 M_☉.

Población II (Z ≈ 0.001):

Vientos moderados: Algunas líneas metálicas disponibles.

Fase AGB con vientos: Pérdida significativa en estrellas de baja masa.

Fase LBV/Supergigante: Erupciones en estrellas masivas.

Población I (Z ≈ 0.02):

Vientos fuertes desde temprano: Eficiente acoplamiento radiación-materia.

Fase Wolf-Rayet: Pérdida extrema de envoltera (10⁻⁵ a 10⁻⁴ M_☉/año).

Superviento AGB: Hasta 10⁻⁴ M_☉/año.

Erupciones LBV: Hasta varios M_☉ en un evento.

Ecuaciones empíricas para pérdida de masa

Vientos estelares (estrellas masivas, Z > 0):

Ṁ∝Z^0.7 × L^1.5

Para una estrella de luminosidad L, la tasa de pérdida escala con Z^0.7.

Vientos en fase AGB (Reimers, 1975):

Pero depende fuertemente de Z (más eficiente con mayor Z).

Consecuencias observacionales

Remanentes estelares:

Enanas blancas: Más masivas en poblaciones pobres en metales.

Estrellas de neutrones: Masas similares (~1.4 M_☉) pero progenitores más masivos en baja Z.

Agujeros negros: Más masivos en baja Z (menor pérdida antes del colapso).

Enriquecimiento químico:

Pob III: Enriquecimiento "limpio" (principalmente elementos α).

Pob I: Enriquecimiento complejo (incluye elementos s, r-process).

Supernovas:

Pob III > 80 M_☉: Posibles supernovas de inestabilidad de pares (sin remanente).

Pob I: Principalmente supernovas de colapso de núcleo.

En conclusión: La metalicidad multiplica la pérdida de masa, especialmente para estrellas masivas. Mientras que una estrella de 100 M_☉ solar pierde ~90% de su masa, una equivalente en Pob III podría conservar más del 50%. Esto tiene implicaciones profundas para la formación de remanentes compactos y el enriquecimiento químico galáctico.

 

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