1. Sequenza principale (bruciatura dell'idrogeno):
* carburante: Idrogeno (principalmente sotto forma di protoni, ¹h)
* Reazione: La catena di protoni-protoni, una serie di reazioni nucleari che fondono quattro protoni in un nucleo elio (⁴HE), rilasciando energia.
* Durata: Circa 10 miliardi di anni per una stella di massa solare. Questa è la fase più lunga della vita della stella.
2. Fase subgiant (bruciatura del guscio di idrogeno):
* carburante: Idrogeno
* Reazione: La fusione dell'idrogeno continua in un guscio attorno al nucleo, mentre il nucleo stesso è principalmente elio.
* Durata: Relativamente breve rispetto alla sequenza principale.
3. Ramo gigante rosso (bruciore di elio):
* carburante: Elio (⁴he)
* Reazione: Il processo triplo alfa, in cui tre nuclei di elio si fondono per formare carbonio (¹²c) e rilasciare energia.
* Durata: Molto più corto della sequenza principale.
4. Ramo orizzontale (combustione del nucleo di elio e combustione del guscio di idrogeno):
* carburante: Elio nel nucleo e idrogeno in un guscio.
* Reazione: Si verificano sia il processo triplo alfa che la fusione dell'idrogeno.
5. Ramo gigante asintotico (AGB) (bruciore di carbonio):
* carburante: Carbon (¹²c), a volte con altri elementi come l'ossigeno (¹⁶o).
* Reazione: Fusione di carbonio in elementi più pesanti, come neon (²⁰ne) e magnesio (²⁴mg).
* Durata: Short, ma la luminosità della stella aumenta drasticamente.
6. Stage post-AGB:
* carburante: Non si verifica una combustione nucleare significativa.
* processo: La stella perde i suoi strati esterni, diventando infine un nano bianco.
Oltre queste fasi:
* Dwarf bianco: Un residuo del nucleo della stella, composto principalmente da carbonio e ossigeno. Non subisce più la fusione nucleare e si raffredda lentamente.
* Possibile destino: Se il nano bianco accumula abbastanza materiale da una stella compagna, potrebbe innescare la fusione di carbonio e portare a un'esplosione di supernova.
Punti chiave:
* La progressione attraverso questi carburanti è dettata dalle crescenti temperature e pressioni all'interno del nucleo della stella.
* Ogni fase di fusione produce elementi più pesanti, lasciando dietro di sé una cenere che alla fine alimenta la fase successiva della combustione nucleare.
* L'evoluzione di una stella di massa solare termina con un nano bianco. Star più enormi hanno destini diversi, che portano a esplosioni di supernova e alla creazione di stelle di neutroni o buchi neri.
