1. Nebulosa stellare:
* Le stelle iniziano come vaste nuvole di gas e polvere chiamate nebulose.
* Queste nebulose contengono principalmente idrogeno ed elio, insieme a tracce di elementi più pesanti.
* La gravità unisce il materiale, causando il condensano e si riscalda.
2. Protostar:
* Man mano che la nebulosa collassa, il core si riscalda e inizia a brillare, formando un protostar.
* Il protostar è ancora circondato da un disco di gas e polvere.
* La fusione nucleare non è ancora iniziata.
3. Sequenza principale:
* Quando il nucleo del protostar raggiunge una temperatura e una pressione abbastanza elevati, inizia la fusione nucleare.
* Gli atomi di idrogeno si fondono per formare elio, rilasciando enormi quantità di energia.
* Questa pressione esteriore di energia bilancia la spinta verso l'interno, creando una stella stabile.
* La maggior parte della vita di una stella è spesa nella sequenza principale.
* La dimensione, la temperatura e il colore di una stella della sequenza principale dipendono dalla sua massa. Le stelle più enormi sono più calde, più luminose e più brevi.
4. Sequenza post-main:
* Una volta esaurito il combustibile per idrogeno nel nucleo, la stella lascia la sequenza principale ed entra nella sua fase di sequenza post-main.
* Cosa succede dopo dipende dalla massa della stella.
per le stelle meno enormi del sole:
* La stella si espande per diventare un gigante rosso.
* Alla fine perde i suoi strati esterni, formando una nebulosa planetaria.
* Il core collassa in un nano bianco, un residuo denso e caldo.
per le stelle più enormi del sole:
* La stella si espande per diventare un supergiant.
* Subisce un'esplosione di supernova, che fa esplodere gli strati esterni della stella nello spazio.
* Il core collassa, formando una stella di neutroni o un buco nero, a seconda della sua massa.
takeaway chiave: La sequenza principale è uno stadio cruciale nella vita di una stella, durante la quale genera energia attraverso la fusione nucleare e brilla brillantemente per una parte significativa della sua vita. Il destino finale della stella dopo aver lasciato la sequenza principale è determinato dalla sua massa iniziale.
