1. La fusione nucleare si esaurisce:
* Deplezione del carburante: Poiché una stella fonde l'idrogeno nell'elio nel suo nucleo, alla fine si esaurisce il combustibile per idrogeno. Questo fa sì che il nucleo si contragga e si riscalda.
* Perdita di pressione esteriore: Le reazioni di fusione che producono pressione esteriore per contrastare la gravità cessano. Questo porta a una diminuzione della pressione esteriore.
* Crollo gravitazionale: Il nucleo inizia a crollare sotto la propria gravità a causa della mancanza di pressione esteriore.
2. Contrazione e riscaldamento del nucleo:
* Aumentata densità: Il nucleo diventa più denso mentre si contrae, causando un aumento della temperatura.
* Accensione del nuovo carburante: Se la temperatura raggiunge un punto abbastanza alto, le nuove reazioni di fusione possono accendere. Questo di solito comporta una fusione di elio, che produce elementi più pesanti come carbonio e ossigeno.
* Espansione e instabilità: Questo nuovo processo di fusione genera un aumento della pressione esteriore che può far espandere la stella. Ciò può creare instabilità e portare a ulteriori cambiamenti evolutivi.
3. Instabilità gravitazionale:
* Mass ed evoluzione stellare: Le stelle di masse diverse hanno differenze di vita diverse e percorsi evolutivi. Le stelle più enormi hanno una durata più breve e bruciano il carburante molto più velocemente.
* Core Collapse e Supernova: In stelle enormi, dopo che il nucleo esaurisce il suo carburante, il core collassa rapidamente e innesca un'esplosione di supernova. Questo è un evento catastrofico in cui la stella perde i suoi strati esterni e lascia dietro una stella di neutroni o un buco nero.
* Formazione nana bianca: In stelle meno massicce, come il nostro sole, il core collassa in un oggetto denso chiamato nano bianco. I nani bianchi sono supportati dalla pressione di degenerazione dell'elettrone, che impedisce un ulteriore collasso.
4. Altri fattori:
* Perdita di massa: Le stelle possono perdere massa attraverso venti stellari o altri processi. Questa perdita di massa può influire sull'equilibrio della stella e influenzarne l'evoluzione.
* Sistemi binari: Le stelle nei sistemi binari possono interagire tra loro, influenzando la loro evoluzione e potenzialmente portando all'interruzione dell'equilibrio idrostatico.
In sintesi: L'equilibrio idrostatico si rompe nelle stelle a causa dell'esaurimento del carburante, che porta a una contrazione del nucleo, all'aumento della temperatura e alla potenziale accensione di nuove reazioni di fusione. Questo processo può comportare una varietà di cambiamenti evolutivi, tra cui espansione, instabilità, esplosioni di supernova e la formazione di oggetti compatti come nani bianchi, stelle di neutroni e buchi neri.
