1. Colapso gravitacional: Las estrellas comienzan su vida como nubes moleculares gigantes en el espacio interestelar. Cuando una nube se vuelve lo suficientemente densa, sufre un colapso gravitacional, formando una protoestrella.
2. Formación de protoestrellas: A medida que la protoestrella colapsa, se calienta y su temperatura y presión centrales aumentan. Las reacciones de fusión nuclear comienzan en el núcleo cuando la temperatura y la presión alcanzan valores críticos. En este punto, la protoestrella se convierte en una estrella de la secuencia principal.
3. Quema central de hidrógeno: Durante la fase de secuencia principal, las estrellas fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos. La energía liberada por la fusión nuclear contrarresta la fuerza gravitacional, equilibrando la estructura de la estrella y evitando que colapse bajo su propia gravedad.
4. Vida útil de la secuencia principal: La duración de la vida de una estrella en la secuencia principal depende de su masa. Las estrellas más masivas tienen vidas de secuencia principal más cortas porque queman su combustible de hidrógeno más rápidamente. Las estrellas de baja masa tienen vidas más largas en la secuencia principal y pueden permanecer en esta fase durante miles de millones de años.
5. Evolución de la luminosidad y del color: A medida que las estrellas evolucionan a lo largo de la secuencia principal, su luminosidad y color cambian. Las estrellas más masivas son más luminosas y tienen colores más azules, mientras que las estrellas menos masivas son menos luminosas y tienen colores más rojos.
6. Colapso gradual del núcleo: A medida que las estrellas continúan fusionando hidrógeno en sus núcleos, el núcleo se contrae y se calienta. El aumento de la temperatura y la densidad del núcleo eventualmente conduce a cambios en la estructura interna de la estrella y en la producción de energía.
7. Agotamiento del hidrógeno central: Con el tiempo, las estrellas agotan el combustible de hidrógeno de sus núcleos. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, la estrella ya no puede mantener su estructura actual y comienza a evolucionar fuera de la secuencia principal.
8. Transición a la siguiente fase: Tras abandonar la secuencia principal, las estrellas entran en diferentes etapas evolutivas en función de su masa. Las estrellas masivas se convierten en supergigantes y eventualmente explotan como supernovas, mientras que las estrellas menos masivas se convierten en gigantes rojas y luego evolucionan hasta convertirse en enanas blancas.
La evolución de las estrellas a lo largo de la secuencia principal es una parte crucial de la astronomía estelar y proporciona información sobre el ciclo de vida de las estrellas y su impacto en el universo.
