Come cambia la massa di una stella durante la sua vita:
* Fusione nucleare: Durante la sua vita, una stella fonde elementi più leggeri (come l'idrogeno) in elementi più pesanti (come elio, carbonio, ossigeno, ecc.). Questo processo rilascia enormi quantità di energia ed è responsabile della luce e del calore della stella. Tuttavia, il processo di fusione provoca anche una piccola perdita di massa, che viene convertita in energia secondo la famosa equazione di Einstein E =MC².
* Venti stellari: Le stelle perdono costantemente un po 'della loro massa attraverso venti stellari, che sono flussi di particelle cariche (principalmente protoni ed elettroni) spazzati via dalla superficie della stella. Questa perdita è particolarmente significativa nelle fasi successive della vita di una stella.
Come cambia la massa di una stella durante la morte:
* Supernova: Per le stelle enormi, la morte si presenta sotto forma di un'esplosione di supernova. Durante questo evento cataclismico, una parte significativa della massa della stella viene espulsa nello spazio, formando nebulose e potenzialmente contribuendo alla formazione di nuove stelle. Tuttavia, una parte del nucleo della stella collassa in una densa stella di neutroni o persino in un buco nero.
* Dwarf bianco: Le stelle meno massicce terminano le loro vite di nani bianchi. Mentre queste stelle sono estremamente dense, contengono una parte significativa della massa della stella originale.
* Nebula planetaria: Mentre una stella gigante rossa perde i suoi strati esterni, forma una bellissima nebulosa planetaria. Queste nebulose sono costituite dal materiale espulso della stella, che è in gran parte idrogeno ed elio.
In sintesi:
Mentre una stella perde un po 'di massa attraverso la fusione e i venti stellari durante la sua vita, la perdita di massa più drammatica si verifica durante la sua morte. La quantità di massa persa dipende dalla massa iniziale della stella e da come muore. Tuttavia, i resti core della stella (stella neutroni, buco nero o nano bianco) mantengono una parte significativa della massa originale della stella.
