1. Fase della sequenza principale:
Le stelle iniziano la loro vita nella sequenza principale, una fase in cui fondono l'idrogeno in elio nei loro nuclei. Durante questa fase, la stella mantiene un equilibrio stabile tra il collasso gravitazionale e la pressione verso l'esterno generata dalla fusione nucleare.
2. Esaurimento dell'idrogeno:
Mentre una stella continua a bruciare idrogeno nel suo nucleo, alla fine esaurisce la sua riserva di idrogeno. Questo segna la fine della fase della sequenza principale.
3. Espansione e raffreddamento:
Una volta esaurito l’idrogeno nel nucleo, la stella non potrà più sostenere lo stesso livello di fusione nucleare. Di conseguenza, il nucleo si contrae e si riscalda, provocando l’espansione e il raffreddamento degli strati esterni della stella.
4. Fase Gigante Rossa:
La stella entra ora nella fase di gigante rossa. Durante questa fase ha un raggio relativamente ampio, una temperatura superficiale fresca (che gli conferisce un aspetto rossastro) e un aspetto luminoso.
5. Crollo del nucleo:
Mentre gli strati esterni della stella si espandono, il nucleo continua a contrarsi e a riscaldarsi. Questo aumento di temperatura e pressione porta infine all'accensione della fusione dell'elio nel nucleo.
6. Fase Supergigante Rossa (per stelle massicce):
Per le stelle massicce, il processo di fusione dell'elio può portare a un'ulteriore espansione degli strati esterni della stella, facendo sì che la stella diventi una supergigante rossa. Le supergiganti rosse sono ancora più grandi e luminose delle giganti rosse.
7. Supernova o nebulosa planetaria:
Il destino della stella dopo la fase di gigante rossa o supergigante rossa dipende dalla sua massa. Le stelle massicce possono subire una supernova, in cui il nucleo collassa ed esplode, espellendo grandi quantità di materiale nello spazio. Le stelle di massa da bassa a intermedia, d’altro canto, potrebbero perdere i loro strati esterni per formare una nebulosa planetaria, rivelando il nucleo caldo, noto come nana bianca.
Quindi, in sintesi, una stella diventa un gigante quando esaurisce il suo combustibile idrogeno nel nucleo, provocando un cambiamento nella sua struttura interna, un’espansione dei suoi strati esterni e una diminuzione della temperatura superficiale.
