1. La fusión nuclear se agota:
* agotamiento de combustible: Como una estrella fusiona el hidrógeno en helio en su núcleo, finalmente se queda sin combustible de hidrógeno. Esto hace que el núcleo se contraiga y se calienta.
* Pérdida de presión externa: Las reacciones de fusión que producen presión hacia afuera para contrarrestar la gravedad cesan. Esto conduce a una disminución en la presión externa.
* colapso gravitacional: El núcleo comienza a colapsar bajo su propia gravedad debido a la falta de presión externa.
2. Contracción y calentamiento del núcleo:
* Aumento de la densidad: El núcleo se vuelve más denso a medida que se contrae, lo que hace que la temperatura aumente.
* Ignition of New Fuel: Si la temperatura alcanza un punto lo suficientemente alto, las nuevas reacciones de fusión pueden encenderse. Esto generalmente involucra la fusión de helio, que produce elementos más pesados como el carbono y el oxígeno.
* Expansión e inestabilidad: Este nuevo proceso de fusión genera una oleada de presión externa que puede hacer que la estrella se expanda. Esto puede crear inestabilidad y conducir a cambios evolutivos adicionales.
3. Inestabilidad gravitacional:
* Mass y evolución estelar: Las estrellas de diferentes masas tienen diferentes vidas y caminos evolutivos. Las estrellas más masivas tienen una vida útil más corta y queman su combustible mucho más rápido.
* colapso de núcleo y supernova: En estrellas masivas, después de que el núcleo agota su combustible, el núcleo se derrumba rápidamente y desencadena una explosión de supernova. Este es un evento catastrófico en el que la estrella arroja sus capas externas y deja una estrella de neutrones o un agujero negro.
* Formación enana blanca: En estrellas menos masivas, como nuestro sol, el núcleo se derrumba en un objeto denso llamado enano blanco. Los enanos blancos están soportados por la presión de degeneración de electrones, que evita un mayor colapso.
4. Otros factores:
* Pérdida de masa: Las estrellas pueden perder masa a través de vientos estelares u otros procesos. Esta pérdida de masa puede afectar el equilibrio de la estrella e influir en su evolución.
* Sistemas binarios: Las estrellas en los sistemas binarios pueden interactuar entre sí, influyendo en su evolución y potencialmente conduciendo a la interrupción del equilibrio hidrostático.
En resumen: El equilibrio hidrostático se descompone en las estrellas debido al agotamiento del combustible, lo que lleva a la contracción del núcleo, al aumento de la temperatura y al posible encendido de nuevas reacciones de fusión. Este proceso puede dar lugar a una variedad de cambios evolutivos, que incluyen expansión, inestabilidad, explosiones de supernova y la formación de objetos compactos como enanos blancos, estrellas de neutrones y agujeros negros.
