etapas tempranas (secuencia principal):
* Elementos dominantes: Principalmente hidrógeno (H) y helio (HE), con trazas de otros elementos.
* Proceso de fusión: La estrella fusiona el hidrógeno en helio, liberando energía en forma de luz y calor.
etapas posteriores (gigante rojo):
* agotamiento de hidrógeno: El combustible de hidrógeno del núcleo se agota y la fusión cesa en el núcleo.
* Contracción del núcleo: El núcleo colapsa bajo su propia gravedad, aumentando su temperatura y densidad.
* fusión de shell: La fusión de hidrógeno se enciende en una concha que rodea el núcleo, lo que hace que la estrella se expanda drásticamente a un gigante rojo.
* Helium Burning: A una temperatura lo suficientemente alta, la fusión de helio comienza en el núcleo, formando carbono (c) y oxígeno (O).
Evolución adicional (más allá del gigante rojo):
* Fusión de elementos más pesados: Dependiendo de la masa de la estrella, puede continuar fusionando elementos más pesados como carbono, oxígeno, neón (NE), silicio (SI) y eventualmente hierro (Fe).
* Acumulación de hierro: El hierro es el elemento más estable y no se puede fusionar para liberar energía. El núcleo se domina por el hierro.
* colapso de núcleo y supernova: Una vez que el núcleo se convierte en su mayoría de hierro, se derrumba catastróficamente, lo que lleva a una explosión de supernova. Esta explosión libera energía inmensa y sintetiza elementos aún más pesados.
* enano blanco, estrella de neutrones o agujero negro: El remanente de una supernova puede ser un enano blanco (para estrellas menos masivas), una estrella de neutrones (para estrellas más masivas) o un agujero negro (para las estrellas más masivas).
Cambios de clave en la composición:
* disminuyendo el hidrógeno: El contenido de hidrógeno de la estrella disminuye a medida que se convierte en helio.
* Aumento del helio: La abundancia de helio aumenta debido a la fusión de hidrógeno.
* Formación de elementos más pesados: Las capas núcleo y exteriores de la estrella adquieren elementos más pesados a medida que avanza la fusión.
* Composición final: La composición final del remanente de la estrella depende de su masa inicial y las etapas de fusión que sufre.
en resumen, El proceso de envejecimiento de una estrella implica una transformación continua de su composición química, impulsado por reacciones de fusión nuclear. Esto lleva a la formación de elementos más pesados y, en última instancia, determina el destino de la estrella y la composición de su remanente.
