stelle a bassa massa (come il nostro sole)
1. Burning idrogeno: La stella inizia a fondendo l'idrogeno nell'elio nel suo nucleo, rilasciando energia. Questa è la fase più lunga della vita di una stella.
2. Fase gigante rossa: Quando l'idrogeno si esaurisce nel nucleo, il core si contrae, diventando più calda. Questo riscalda gli strati esterni, facendoli raffreddare e raffreddare, trasformando la stella in un gigante rosso. La stella inizia a fondere l'elio in carbonio in un guscio che circonda il nucleo.
3. Flash elio: Nel nucleo, la fusione dell'elio si accende in modo esplosivo, chiamato "Helium Flash". Questo è un evento di breve durata che rilascia molta energia ma non interrompe la struttura della stella.
4. Branch orizzontale: Dopo il flash, la stella si sistema sul ramo orizzontale, continuando a fondere l'elio nel carbonio nel suo nucleo.
5. Branch gigante asintotico (AGB): Quando l'elio si esaurisce nel nucleo, la stella si espande di nuovo, diventando ancora più grande e inizia a fondere carbonio e ossigeno in un guscio attorno al nucleo.
6. Nebulosa planetaria: Man mano che gli strati esterni vengono espulsi, la stella diventa un nano bianco, circondato da un guscio di gas luminoso chiamato nebulosa planetaria.
stelle di massa media (leggermente più grandi del nostro sole)
Il processo è simile alle stelle a bassa massa, ma con alcune differenze chiave:
1. Più carburante: Le stelle di media massa hanno più carburante, quindi vivono più a lungo.
2. Fusion di carbonio: Possono fondere il carbonio in elementi più pesanti come ossigeno, neon e magnesio nei loro nuclei.
3. Nessun flash di elio: L'accensione dell'elio è più graduale che nelle stelle a bassa massa.
4. Shell multipli: Possono avere più livelli in cui si verificano diversi processi di fusione.
5. Supernova o White Dwarf: Le stelle di media massa alla fine smettono di fondere elementi nei loro nuclei. Possono perdere i loro strati esterni e diventare un nano bianco o sottoporsi a una supernova IA di tipo se si trovano in un sistema binario e accrescere la massa da una stella compagna.
Differenze chiave
* La massa è la chiave: La massa di una stella determina la sua durata della vita e il destino finale.
* Stato finale: Le stelle a bassa massa finiscono come nani bianchi, mentre le stelle di massa possono diventare nane bianche o sottoporsi a una supernova.
* Nessuna fusione oltre il ferro: Le stelle non possono fondere il ferro in elementi più pesanti perché richiede più energia di quanto non rilasci. Questo porta al collasso core che innesca una supernova.
Note importanti
* Queste sono descrizioni semplificate. I processi effettivi sono molto più complessi e coinvolgono una varietà di fattori, come la rotazione stellare, i campi magnetici e le interazioni binarie.
* La nostra comprensione dell'evoluzione stellare viene costantemente perfezionata da nuove osservazioni e modelli teorici.
