1. Fase gigante rossa:
* Contrazione principale: Senza fusione di idrogeno, il nucleo della stella inizia a contrarre sotto la propria gravità.
* Burning Shell: La contrazione riscalda il nucleo, causando l'inizio della fusione dell'idrogeno in un guscio che circonda il nucleo. Questo guscio si espande verso l'esterno, spingendo più gli strati esterni della stella, rendendolo un gigante rosso.
* Aumentata luminosità e dimensioni: La stella diventa significativamente più grande e più luminosa, con una tonalità rossastra a causa della sua temperatura di superficie più fredda. Il nostro sole dovrebbe diventare un gigante rosso in circa 5 miliardi di anni.
2. Fusion di elio:
* Flash elio: Il nucleo continua a contrarsi, raggiungendo infine una temperatura e una pressione abbastanza elevati da innescare la fusione dell'elio. Questo processo, chiamato Helium Flash, rilascia un'enorme quantità di energia in un breve periodo.
* Formazione di carbonio: La fusione dell'elio produce carbonio ed energia. La stella ora ha un nucleo di carbonio circondato da un guscio di bruciore di elio.
3. Ramo gigante asintotico (AGB):
* Ulteriore espansione: La stella si espande ulteriormente, diventando una stella AGB. Questa fase è caratterizzata da periodi alterni di combustione di elio e idrogeno.
* Produzione di polvere: Gli strati esterni della stella sono ora abbastanza freschi per la formazione della polvere, che può essere espulsa nello spazio.
4. Nebulosa planetaria:
* Perdita di massa: Mentre la stella AGB continua a bruciare, perde la massa attraverso forti venti stellari.
* Formazione di nebulosa: Alla fine, gli strati esterni della stella vengono espulsi, formando una nuvola luminosa di gas e polvere chiamata nebulosa planetaria.
5. White Dwarf:
* Resti core: Il nucleo, ora composto principalmente da carbonio e ossigeno, diventa un nano bianco denso e caldo. I nani bianchi sono molto piccoli ma estremamente densi, con una massa paragonabile al sole impacchettato in un oggetto delle dimensioni della terra.
* Raffreddamento: I nani bianchi non hanno più fusione nucleare e si raffredda gradualmente per miliardi di anni, che alla fine si sbiadiscono in un residuo buio e freddo.
Nota importante: Questa è una panoramica semplificata dell'evoluzione di una stella simile al sole. I dettagli possono variare a seconda della massa iniziale della stella e di altri fattori.
