vida de secuencia principal:
* Fusión de hidrógeno: Las estrellas en la secuencia principal pasan la mayor parte de sus vidas fusionando el hidrógeno en helio en su núcleo. Este proceso genera energía que crea presión externa, contrarrestando el tirón interno de la gravedad. Este equilibrio es lo que define el estado estable de una estrella.
* Estado estable: La estrella mantiene un tamaño, temperatura y luminosidad consistentes.
Dejando la secuencia principal:
* agotamiento de hidrógeno: Finalmente, el combustible de hidrógeno en el núcleo se agota. Esto desencadena una reacción en cadena que lleva a la estrella de la secuencia principal:
* Contracción del núcleo: Sin la presión externa de la fusión de hidrógeno, la gravedad tira del núcleo hacia adentro, lo que hace que se caliente.
* CHARN BURNING: El calor intenso del núcleo de contratación hace que una capa que rodea el núcleo se enciende, fusionando el hidrógeno en helio. Este proceso se llama quema de carcasa.
* Expansión y enfriamiento: El aumento de la producción de energía de la quema de carcasa hace que las capas externas de la estrella se expandan y se enfríen. La estrella se convierte en un gigante rojo o supergigante, dependiendo de su masa inicial.
Qué sucede a continuación:
* La evolución de la estrella después de dejar la secuencia principal depende de su masa inicial.
* estrellas de baja masa: Se convierten en gigantes rojos, eventualmente derramando sus capas externas para formar nebulosas planetarias, dejando atrás un enano blanco.
* estrellas de masa intermedia: Se someten a una serie de procesos de fusión, creando elementos más pesados como el carbono y el oxígeno. Finalmente, se convierten en supergigiants rojos, colapsando en estrellas de neutrones o agujeros negros.
* estrellas masivas: Se someten a una evolución mucho más dramática, fusionando rápidamente elementos más pesados hasta que explotan como supernovas.
En resumen:
Una estrella deja la secuencia principal porque se queda sin combustible de hidrógeno en su núcleo. Esto desencadena una serie de cambios, que incluyen contracción de núcleo, quema de carcasa, expansión y enfriamiento. La evolución futura de la estrella depende de su masa inicial, lo que lleva a diferentes resultados como enanos blancos, estrellas de neutrones, agujeros negros o supernovas.
