1. Contracción del núcleo: Sin hidrógeno para fusionarse, la presión externa de la fusión nuclear se debilita. La propia gravedad de la estrella abruma esta presión, lo que hace que el núcleo se contraiga.
2. Calefacción del núcleo: A medida que el núcleo se encoge, se calienta significativamente. Este calor intenso desencadena la fusión del helio, la ceniza que queda por la quema de hidrógeno.
3. Helium Burning: La fusión del helio produce elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno. Este nuevo proceso de fusión libera energía, pero no tanto como la fusión de hidrógeno. Esto hace que la estrella se expanda y se enfríe, convirtiéndose en un gigante rojo .
4. Capilla de concha: La estrella ahora tiene dos zonas de fusión:un núcleo de quema de helio y una cubierta de hidrógeno que lo rodea. Esto crea una presión externa que empuja las capas externas de la estrella aún más lejos.
5. Evolución estelar (depende de la masa de la estrella):
* estrellas de baja masa: Estas estrellas, como nuestro sol, continuarán fusionando a Helium durante unos pocos cientos de millones de años. Eventualmente, arrojarán sus capas externas, formando una nebulosa planetaria y dejando atrás un enano blanco, un remanente denso y caliente del núcleo.
* estrellas de masa intermedia: Estas estrellas continuarán fusionando elementos más pesados en sus núcleos, como el carbono y el oxígeno. Eventualmente se volverán inestables y se someterán a una serie de eventos explosivos llamados Supernovae . Los restos de estas supernovas son estrellas de neutrones o agujeros negros.
* Estrellas de alta masa: Estas estrellas rápidamente pasan por una serie de etapas de fusión, quemando elementos cada vez más pesados. Se convierten en supergigantes extremadamente luminosos y eventualmente explotan como Supernovas , dejando estrellas de neutrones o agujeros negros.
Resumen: La muerte de una estrella es un proceso complejo dictado por su masa inicial. Si bien el hidrógeno del núcleo se agota, la estrella puede continuar fusionando elementos más pesados, pero este proceso se vuelve cada vez más inestable, lo que finalmente conduce a eventos de muerte estelares como supernovas.
