1. Fusione stabile: Le stelle di sequenza principale sono alimentate dalla fusione nucleare nei loro nuclei, convertendo l'idrogeno in elio. Questo processo genera una pressione esteriore immensa, bilanciando la forza di gravità verso l'interno. Questo equilibrio è ciò che mantiene la stella stabile.
2. Deplezione dell'idrogeno: Mentre la stella si fonde l'idrogeno, si esaurisce gradualmente la sua alimentazione centrale. Ciò provoca diminuzione della pressione esteriore e il nucleo inizia a contrarre sotto l'influenza della gravità.
3. Aumento della temperatura e della densità: Il nucleo contraente diventa più caldo e più denso. Questo aumento della temperatura accelera la velocità di fusione nel combustibile idrogeno rimanente, facendo sì che la stella diventasse più luminosa e leggermente più grande.
4. Accumulo di elio: Man mano che la fusione dell'idrogeno continua, il nucleo diventa principalmente composto da elio, che è inerte alla fusione alla temperatura del nucleo corrente.
5. Perdita di equilibrio: L'incapacità del nucleo di fondere l'elio porta a uno squilibrio tra la forza di gravità verso l'interno e la pressione esteriore dalla fusione rimanente negli strati esterni. Questo squilibrio segna la fine della fase di sequenza principale.
La fase successiva:
La stella entra quindi nella fase subgiant Dove continua ad espandersi e raffreddare, diventando un gigante rosso . Questa fase è caratterizzata da:
* combustione dell'idrogeno guscio: La fusione dell'idrogeno inizia in un guscio che circonda il nucleo inerte di elio.
* Ulteriore espansione: La stella si espande in modo significativo a causa dell'aumento della produzione di energia dalla fusione del guscio.
* raffreddamento superficiale: L'espansione porta a una diminuzione della temperatura superficiale, causando l'aspetto della stella.
Il percorso specifico che una stella intraprende dopo che la sequenza principale dipende dalla sua massa. Le stelle più massicce si evolveranno più velocemente e alla fine diventeranno supergiants prima di subire un'esplosione di supernova. Le stelle meno massicce, come il nostro sole, alla fine versano i loro strati esterni, formando una nebulosa planetaria and leaving behind a white dwarf .
