Vita di sequenza principale:
* Fusione di idrogeno: Le stelle della sequenza principale trascorrono la maggior parte delle loro vite a fondendo l'idrogeno nell'elio nel loro nucleo. Questo processo genera energia che crea una pressione verso l'esterno, contrastando l'attrazione verso l'interno della gravità. Questo equilibrio è ciò che definisce lo stato stabile di una stella.
* Stato stabile: La stella mantiene una dimensione, una temperatura e una luminosità coerenti.
lasciando la sequenza principale:
* Deplezione dell'idrogeno: Alla fine, il combustibile per idrogeno nel nucleo si esaurisce. Ciò innesca una reazione a catena che conduce la stella dalla sequenza principale:
* Contrazione principale: Senza la pressione esteriore della fusione dell'idrogeno, la gravità tira il nucleo verso l'interno, causando il riscaldamento.
* Burning Shell: L'intenso calore del nucleo contraente provoca l'accensione di un guscio che circonda il nucleo, fondendo l'idrogeno nell'elio. Questo processo si chiama combustione di guscio.
* Espansione e raffreddamento: L'aumento della produzione di energia dalla combustione del guscio provoca l'espansione e raffreddare gli strati esterni della stella. La stella diventa un gigante rosso o un supergiant, a seconda della sua massa iniziale.
Cosa succede dopo:
* L'evoluzione della stella dopo aver lasciato la sequenza principale dipende dalla sua massa iniziale.
* Star di massa bassa: Diventano giganti rossi, alla fine versano i loro strati esterni per formare nebulose planetarie, lasciando dietro di sé un nano bianco.
* Star di massa intermedia: Suppongono una serie di processi di fusione, creando elementi più pesanti come carbonio e ossigeno. Alla fine, diventano supergiant rossi, crollando in stelle di neutroni o buchi neri.
* Stelle enormi: Subitano un'evoluzione molto più drammatica, fondendo rapidamente elementi più pesanti fino a quando non esplodono come supernovae.
In sintesi:
Una stella lascia la sequenza principale perché esaurisce il combustibile idrogeno nel suo nucleo. Ciò innesca una serie di cambiamenti, tra cui contrazione centrale, combustione di conchiglie, espansione e raffreddamento. La futura evoluzione della star dipende dalla sua massa iniziale, portando a risultati diversi come nani bianchi, stelle di neutroni, buchi neri o supernovae.
