1. Fusión de hidrógeno:
* Las estrellas de secuencia principal como nuestro sol pasan la mayor parte de sus vidas fusionando el hidrógeno en helio en sus núcleos. Este proceso genera la presión externa que equilibra la fuerza interna de la gravedad, manteniendo la estrella estable.
2. Agotamiento de hidrógeno:
* A medida que se consume combustible de hidrógeno en el núcleo, comienza a encogerse debido a la gravedad. Esta reducción aumenta la temperatura y la densidad del núcleo.
3. Acumulación de helio:
* El núcleo se vuelve predominantemente helio, que es menos eficiente para la fusión que el hidrógeno.
4. Capilla de concha:
* El aumento de la temperatura del núcleo enciende la fusión de hidrógeno en una cubierta que rodea el núcleo de helio. Esto hace que la estrella se expanda y se convierta en un gigante rojo.
5. Helium Fusion:
* A medida que la estrella se expande, sus capas externas se enfrían, lo que hace que la estrella se vuelva más roja. Finalmente, el núcleo se vuelve lo suficientemente caliente y denso como para iniciar la fusión de helio, produciendo carbono y oxígeno.
6. Inestabilidad y evolución estelar:
* La fusión de helio es mucho más rápida y violenta que la fusión de hidrógeno, lo que hace que la estrella se vuelva inestable. Se expulsa sus capas externas, formando una nebulosa planetaria.
7. Enano blanco:
* El núcleo restante, compuesto principalmente de carbono y oxígeno, es un objeto denso y caliente llamado enano blanco. Los enanos blancos se enfrían lentamente durante miles de millones de años, y finalmente se convierten en enanos negros.
El final para diferentes estrellas:
* estrellas de baja masa (como nuestro sol): Evolucionan hacia los gigantes rojos, luego las nebulosas planetarias y finalmente enanos blancos.
* Estrellas de masa media: Se someten a un proceso similar pero experimentan ciclos de fusión más complejos, y finalmente se convierten en supernovas.
* Estrellas de alta masa: Evolucionan rápida y a menudo terminan en una espectacular explosión de supernova, dejando atrás una estrella de neutrones o un agujero negro.
Key Takeaway: El final de la vida de una secuencia principal de la estrella es impulsada por el agotamiento de su combustible de hidrógeno y los cambios posteriores en su núcleo, lo que lleva a una serie de etapas evolutivas complejas.
