Aquí hay un desglose:
* Secuencia principal: Esta es la fase más larga y estable de la vida de una estrella. Durante esta fase, la estrella fusiona el hidrógeno en el helio en su núcleo, produciendo energía que crea una presión externa equilibrando el tirón interno de la gravedad.
* agotamiento de hidrógeno: Con el tiempo, el combustible de hidrógeno en el núcleo se agota. Esto significa que el proceso de fusión se ralentiza, lo que hace que la presión externa disminuya.
* colapso gravitacional: Con menos presión empujando hacia afuera, el núcleo de la estrella comienza a contraerse bajo su propia gravedad. Esta contracción calienta el núcleo significativamente.
* CHARN BURNING: El aumento del calor hace que el hidrógeno en una concha que rodea el núcleo comience a fusionarse, expandiendo la estrella en un gigante rojo o Red Supergiant , dependiendo de su masa inicial.
Puntos clave:
* Star Mass determina la vida útil: Las estrellas más masivas tienen temperaturas centrales más altas, lo que hace que quemen su combustible de hidrógeno mucho más rápido. Esto significa que pasan menos tiempo en la secuencia principal en comparación con las estrellas menos masivas.
* sin final abrupto: La transición de la secuencia principal a la siguiente fase no es un evento abrupto. La estrella se expande y cambia gradualmente su tipo espectral con el tiempo.
Ejemplo:
Nuestro Sol, una estrella relativamente pequeña, se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal. Se espera que permanezca en la secuencia principal durante unos 10 mil millones de años.
