1. Nebulosa estelar:
* Las estrellas comienzan como vastas nubes de gas y polvo llamadas nebulas.
* Estas nebulas contienen principalmente hidrógeno y helio, junto con trazas de elementos más pesados.
* La gravedad une el material, lo que hace que se condense y se calienta.
2. Protostar:
* A medida que la nebulosa colapsa, el núcleo se calienta y comienza a brillar, formando una protostar.
* El ProtoStar todavía está rodeado por un disco de gas y polvo.
* La fusión nuclear aún no ha comenzado.
3. Secuencia principal:
* Cuando el núcleo del ProtoStar alcanza una temperatura y presión lo suficientemente alta, comienza la fusión nuclear.
* Los átomos de hidrógeno se fusionan para formar helio, liberando enormes cantidades de energía.
* Esta presión de energía hacia afuera equilibra el tirón interno de la gravedad, creando una estrella estable.
* La mayor parte de la vida de una estrella se gasta en la secuencia principal.
* El tamaño, la temperatura y el color de una estrella de secuencia principal dependen de su masa. Las estrellas más enormes son más calientes, más brillantes y de vida más corta.
4. Secuencia posterior al main:
* Una vez que se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, la estrella deja la secuencia principal y entra en su etapa de secuencia posterior al principal.
* Lo que sucede a continuación depende de la masa de la estrella.
Para las estrellas menos masivas que el sol:
* La estrella se expande para convertirse en un gigante rojo.
* Eventualmente arroja sus capas externas, formando una nebulosa planetaria.
* El núcleo se derrumba en un enano blanco, un remanente denso y caliente.
Para las estrellas más masivas que el sol:
* La estrella se expande para convertirse en un supergigante.
* Se somete a una explosión de supernova, que explota las capas externas de la estrella al espacio.
* El núcleo colapsa, formando una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de su masa.
Key Takeaway: La secuencia principal es una etapa crucial en la vida de una estrella, durante la cual genera energía a través de la fusión nuclear y brilla intensamente para una porción significativa de su vida. El destino final de la estrella después de dejar la secuencia principal está determinado por su masa inicial.
