1. Etapa de Protostar:
* Formación: Una nube de gas y polvo (nebulosa) colapsa bajo su propia gravedad.
* Calefacción: A medida que la nube colapsa, su núcleo se calienta debido a la compresión gravitacional.
* Encendido de fusión nuclear: A una temperatura y densidad crítica, la fusión nuclear comienza en el núcleo. Este es el punto de encendido de la estrella.
* t-tauri fase: Las estrellas de secuencia jóvenes y pre-principales como nuestro sol pasan a través de una fase T-Tauri caracterizada por fuertes vientos estelares y variabilidad.
2. Etapa de secuencia principal:
* Fusión estable: La estrella ingresa a la secuencia principal, un largo período de estabilidad donde el hidrógeno se fusiona en helio en el núcleo. Este proceso libera energía, proporcionando la presión externa que equilibra el tirón interno de la gravedad.
* Estado actual de Sun: Nuestro sol se encuentra actualmente en su etapa de secuencia principal.
3. Etapa gigante roja:
* agotamiento de hidrógeno: El núcleo se queda sin combustible de hidrógeno.
* Contracción y calentamiento del núcleo: El núcleo se contrae bajo gravedad, aumentando su temperatura.
* fusión de shell: La fusión de hidrógeno comienza en una concha que rodea el núcleo.
* Expansión: Las capas externas de la estrella se expanden significativamente, enfriándose y volviéndose más rojas.
4. Etapa de quema de helio:
* fusión de helio: El núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para encender la fusión de helio, formando carbono y oxígeno.
* Inestabilidad: Las capas externas de la estrella pulsan, lo que conduce a períodos de expansión y contracción.
5. Etapa de rama horizontal:
* Helium Burning: La estrella se estabiliza durante un período de ardor de helio, moviéndose horizontalmente en el diagrama Hertzsprung-Russell (una gráfica de temperatura estelar versus luminosidad).
6. Etapa de rama gigante asintótica (AGB):
* agotamiento de helio: El combustible de helio se agota en el núcleo.
* núcleo de oxígeno de carbono: El núcleo consiste principalmente en carbono y oxígeno.
* fusión de shell: La fusión continúa en conchas alrededor del núcleo, que involucran elementos como helio, carbono y oxígeno.
* pulsos térmicos: La estrella experimenta pulsos térmicos cuando el helio se enciende en una concha, causando breves períodos de rápida expansión.
7. Etapa planetaria de la nebulosa:
* Pérdida de masa: La estrella pierde sus capas externas a través de fuertes vientos estelares, creando una cáscara de gas y polvo llamada nebulosa planetaria (aunque no tiene nada que ver con los planetas).
8. Etapa enana blanca:
* Remnant denso: El núcleo de la estrella permanece como un enano blanco, un objeto muy denso y caliente del tamaño de la tierra.
* enfriamiento: El enano blanco se enfría lentamente durante miles de millones de años, finalmente se desvanece en un enano negro.
Notas importantes:
* El tamaño de la estrella es importante: Los detalles de la evolución estelar dependen de la masa inicial de la estrella. Las estrellas más pequeñas tienen una vida útil más larga y evolucionan más lentamente.
* Otras rutas evolutivas: Las estrellas mucho más masivas que el sol tienen diferentes caminos evolutivos, terminando en explosiones de supernova y potencialmente formando estrellas de neutrones o agujeros negros.
¡Avíseme si desea profundizar en cualquier etapa o aspecto en particular de la evolución de una estrella similar al sol!
