fasi iniziali (sequenza principale):
* Elementi dominanti: Principalmente idrogeno (H) ed elio (HE), con tracce di altri elementi.
* Processo di fusione: La stella fonde l'idrogeno nell'elio, rilasciando energia sotto forma di luce e calore.
Fase successive (gigante rosso):
* Deplezione dell'idrogeno: Il combustibile per idrogeno del nucleo si esaurisce e la fusione cessa nel nucleo.
* Contrazione principale: Il nucleo collassa sotto la propria gravità, aumentando la sua temperatura e densità.
* Shell Fusion: La fusione dell'idrogeno si accende in un guscio che circonda il nucleo, facendo espandersi drasticamente la stella in un gigante rosso.
* Burning elio: A una temperatura abbastanza elevata, la fusione dell'elio inizia nel nucleo, formando carbonio (C) e ossigeno (O).
ulteriore evoluzione (oltre il gigante rosso):
* Fusione di elementi più pesanti: A seconda della massa della stella, può continuare a fondere elementi più pesanti come carbonio, ossigeno, neon (NE), silicio (SI) e infine ferro (Fe).
* Accumulo di ferro: Il ferro è l'elemento più stabile e non può essere fuso per rilasciare energia. Il nucleo diventa dominato dal ferro.
* Core Collapse e Supernova: Una volta che il nucleo diventa principalmente ferro, collassa catastroficamente, portando a un'esplosione di supernova. Questa esplosione rilascia un'energia immensa e sintetizza elementi ancora più pesanti.
* Nano bianco, stella di neutroni o buco nero: Il residuo di una supernova può essere un nano bianco (per stelle meno massicce), una stella di neutroni (per stelle più massicce) o un buco nero (per le stelle più massicce).
Cambiamenti chiave nella composizione:
* Idrogeno decrescente: Il contenuto di idrogeno della stella diminuisce quando viene convertito in elio.
* Aumentare l'elio: L'abbondanza di elio aumenta a causa della fusione dell'idrogeno.
* Formazione di elementi più pesanti: Gli strati core e esterni della stella acquisiscono elementi più pesanti mentre la fusione procede.
* Composizione finale: La composizione finale del residuo della stella dipende dalla sua massa iniziale e dalle fasi della fusione che subisce.
In sintesi, Il processo di invecchiamento di una stella prevede una trasformazione continua della sua composizione chimica, guidata da reazioni di fusione nucleare. Ciò porta alla formazione di elementi più pesanti e alla fine determina il destino della stella e la composizione del suo residuo.
