Ecco una rottura:
* Sequenza principale: Questa è la fase più lunga e stabile della vita di una stella. Durante questa fase, la stella fonde l'idrogeno nell'elio nel suo nucleo, producendo energia che crea una pressione verso l'esterno bilanciando l'attrazione verso l'interno della gravità.
* Deplezione dell'idrogeno: Nel tempo, il combustibile per idrogeno nel nucleo si esaurisce. Ciò significa che il processo di fusione rallenta, causando la diminuzione della pressione esteriore.
* Crollo gravitazionale: Con meno pressione che spinge verso l'esterno, il nucleo della stella inizia a contrarre sotto la propria gravità. Questa contrazione riscalda in modo significativo il nucleo.
* Burning Shell: L'aumento del calore fa sì che l'idrogeno in un guscio che circonda il nucleo inizi a fondersi, espandendo la stella in un gigante rosso o Red SuperGiant , a seconda della sua massa iniziale.
Punti chiave:
* La massa a stella determina la vita: Le stelle più massicce hanno temperature del nucleo più elevate, facendole bruciare attraverso il loro combustibile idrogeno molto più velocemente. Ciò significa che trascorrono meno tempo sulla sequenza principale rispetto alle stelle meno massicce.
* Nessuna fine brusca: La transizione dalla sequenza principale alla fase successiva non è un evento brusco. La stella si espande gradualmente e cambia il suo tipo spettrale nel tempo.
Esempio:
Il nostro sole, una stella relativamente piccola, è attualmente nella sua fase di sequenza principale. Si prevede che rimarrà nella sequenza principale per circa 10 miliardi di anni.
