estrellas de baja masa (como nuestro sol)
1. Quema de hidrógeno: La estrella comienza fusionando el hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía. Esta es la etapa más larga de la vida de una estrella.
2. Fase gigante roja: Cuando el hidrógeno se agota en el núcleo, el núcleo se contrae, se calienta más. Esto calienta las capas externas, lo que hace que se expandan y se enfríen, convirtiendo la estrella en un gigante rojo. La estrella comienza a fusionar helio en carbono en una concha que rodea el núcleo.
3. Flash de helio: En el núcleo, Helium Fusion se enciende explosivamente, llamado "Helium Flash". Este es un evento de corta duración que libera mucha energía pero no interrumpe la estructura de la estrella.
4. Rama horizontal: Después del flash, la estrella se asienta sobre la rama horizontal, continuando fusionando el helio en carbono en su núcleo.
5. Rama gigante asintótica (AGB): Cuando Helium se agota en el núcleo, la estrella se expande nuevamente, se vuelve aún más grande y comienza a fusionar carbono y oxígeno en una concha alrededor del núcleo.
6. Nebulosa planetaria: A medida que se expulsan las capas externas, la estrella se convierte en un enano blanco, rodeado por una cáscara brillante de gas llamada nebulosa planetaria.
estrellas de masa media (ligeramente más grande que nuestro sol)
El proceso es similar a las estrellas de baja masa, pero con algunas diferencias clave:
1. Más combustible: Las estrellas de masa media tienen más combustible, por lo que viven más.
2. Fusión de carbono: Pueden fusionar el carbono en elementos más pesados como oxígeno, neón y magnesio en sus núcleos.
3. Sin flash de helio: El encendido de helio es más gradual que en estrellas de baja masa.
4. Múltiples conchas: Pueden tener múltiples capas donde ocurren diferentes procesos de fusión.
5. Supernova o enano blanco: Las estrellas de masa media finalmente dejan de fusionar elementos en sus núcleos. Pueden arrojar sus capas externas y convertirse en un enano blanco o someterse a una supernova tipo IA si están en un sistema binario y acumular masa de una estrella complementaria.
Diferencias clave
* La masa es la clave: La masa de una estrella determina su vida útil y su destino final.
* Estado final: Las estrellas de baja masa terminan como enanos blancos, mientras que las estrellas de masa media pueden convertirse en enanos blancos o sufrir una supernova.
* Sin fusión más allá del hierro: Las estrellas no pueden fusionar el hierro en elementos más pesados porque requiere más energía de la que se libera. Esto lleva al colapso central que desencadena una supernova.
Notas importantes
* Estas son descripciones simplificadas. Los procesos reales son mucho más complejos e implican una variedad de factores, como rotación estelar, campos magnéticos e interacciones binarias.
* Nuestra comprensión de la evolución estelar se refina constantemente por nuevas observaciones y modelos teóricos.
