1. Secuencia principal (quema de hidrógeno):
* combustible: Hidrógeno (principalmente en forma de protones, ¹h)
* reacción: La cadena Proton-Proton, una serie de reacciones nucleares que fusionan cuatro protones en un núcleo de helio (⁴He), liberando energía.
* Duración: Aproximadamente 10 mil millones de años para una estrella de una masa solar. Esta es la etapa más larga de la vida de la estrella.
2. Fase subgigante (quema de caparazón de hidrógeno):
* combustible: Hidrógeno
* reacción: La fusión de hidrógeno continúa en una cubierta alrededor del núcleo, mientras que el núcleo en sí es principalmente helio.
* Duración: Relativamente corto en comparación con la secuencia principal.
3. Rama gigante roja (Helium Burning):
* combustible: Helio (⁴he)
* reacción: El proceso triple alfa, donde tres núcleos de helio se fusionan para formar carbono (¹²C) y liberar energía.
* Duración: Mucho más corto que la secuencia principal.
4. Rama horizontal (quema de núcleo de helio y quema de caparazón de hidrógeno):
* combustible: Helio en el núcleo e hidrógeno en una cubierta.
* reacción: Se producen tanto el proceso triple alfa como la fusión de hidrógeno.
5. Rama gigante asintótica (AGB) (quema de carbono):
* combustible: Carbono (¹²C), a veces con otros elementos como el oxígeno (¹⁶o).
* reacción: La fusión de carbono en elementos más pesados, como el neón (²⁰ne) y el magnesio (²⁴mg).
* Duración: Corto, pero la luminosidad de la estrella aumenta dramáticamente.
6. Etapa posterior al AGB:
* combustible: No se produce una quema nuclear significativa.
* Proceso: La estrella arroja sus capas externas, y finalmente se convierte en un enano blanco.
Más allá de estas etapas:
* enano blanco: Un remanente del núcleo de la estrella, compuesto principalmente de carbono y oxígeno. Ya no se somete a la fusión nuclear y se enfría lentamente.
* Posible destino: Si el enano blanco acumula suficiente material de una estrella complementaria, podría desencadenar la fusión de carbono y conducir a una explosión de supernova.
Puntos clave:
* La progresión a través de estos combustibles está dictada por las crecientes temperaturas y presiones dentro del núcleo de la estrella.
* Cada etapa de fusión produce elementos más pesados, dejando atrás una ceniza que finalmente alimenta la siguiente etapa de quema nuclear.
* La evolución de una estrella de una masa solar termina con un enano blanco. Las estrellas más masivas tienen diferentes destinos, lo que lleva a las explosiones de supernova y a la creación de estrellas de neutrones o agujeros negros.
