Evolución estelar: Diferenzas entre revisións

As capas externas das xigantes vermellas están pouco ligadas gravitatoriamente, polo que os intensos ventos procedentes do núcleo aceleran as perdas de masa. Amais, a zona convectiva das xigantes é moi profunda, así que as ondas de choque contribúen a acelerar inda máis o vento. Por outro lado, as xigantes vermellas emiten moito no [[infravermello]] que é moi absorbido polo po estelar o cal recibe máis impulso e transmítello ó gas. Finalmente, tamén unha maior [[metalicidade]] (o que conlevacomporta unha maior [[Estrutura estelar#opacidade no medio estelar|opacidade]]) provocará maiores expulsións de materia. Estas perdas de masa da estrela serán de entre o 40 ó 60%.

As estrelas son sistemas que permanecen estables durante a maior parte da súa vida. Pero os cambios dunha fase a outra son etapas de transición que se rexen en escalas de tempo moito máis curtas. A pesar diso case tódalas escalas temporais superan con moito á humana. As estrelas áchanse nun delicado [[equilibrio hidrostático]] entre a [[presión]] orixinada polas [[reacción nuclear|reaccións nucleares]] e a [[gravidade|atracción gravitatoria]] xerada por toda a súa [[masa]]. A aceleración vertical neta do plasma que a compón habitualmente é case nula polo que case sempre se di que as estrelas están en condicións cuasiestáticas. De feito, vence a presión o que conlevacomporta lixeiras perdas de masa en forma de [[vento solar]], [[fulguración solar|fulguracións]], [[execcións de masa coronal]] ou outros fenómenos extrusivos. Pero para as estrelas de menos de 10 masas solares estas perdas son desprezables con respecto á súa masa total.