El ciclo de vida de una estrella con una masa solar

Para una estrella , la masa es el destino. El tamaño de una estrella determina si su vida será larga o relativamente corto , su muerte tranquila o explosivos. Este tema, bastante abstracto en el contexto de un supermasivo lejana , golpea dolorosamente cerca de casa en términos de una estrella que tiene una masa solar. Por definición , ese es el tamaño de nuestro sol. Protoestrellas

surge Cada estrella de una nebulosa, una nube de gas de hidrógeno que contiene en su mayoría también algo de helio y polvo. En algún momento, un colapso gravitacional ocurre , causando la materia dentro de la nebulosa a girar juntos, sus partículas que se mueven más rápido , calentando y brillante. El resultado es una brillante bola de gas caliente llamado protoestrella .
Secuencia principal

Como el núcleo de la protoestrella se pone más caliente y más densa que eventualmente alcanza una temperatura ( unos 10 millones de grados Kelvin ) suficiente para poner en marcha el proceso de fusión de hidrógeno . Los átomos de hidrógeno se fusionan en helio , liberando fotones de alta energía en el proceso . Esta radiación ejerce una presión hacia afuera que inclina la balanza en contra de la gravedad, la detención de la caída de la protoestrella . Se alcanza el equilibrio entre las presiones de entrada y salida , y una estrella , como se dice, nace .

Esta primera etapa de la vida de la estrella es la secuencia principal. Tendrá una duración de aproximadamente 90 por ciento de la existencia de la estrella. Nuestro Sol se encuentra en su secuencia principal en estos momentos.
Red Giant

La secuencia principal termina cuando el núcleo de la estrella se queda sin núcleos de hidrógeno . Sin la presión de la radiación generada por la fusión del hidrógeno , el equilibrio se pierde . El núcleo de la estrella, hecha casi enteramente de helio ahora , comienza a derrumbarse . Al igual que en la etapa de protoestrella , las temperaturas aumentan al aumentar la densidad .

Algunos de hidrógeno permanece en la capa exterior de la estrella. Ser más lejos que el hidrógeno en el núcleo , que nunca llegó a una temperatura suficientemente alta para la fusión nuclear. Se alcanzará esa temperatura ya. A medida que el núcleo se calienta, calienta el hidrógeno cáscara de la manera de una estufa calienta un hervidor de agua.

Hidrógeno shell fusiona en helio , se genera la presión de radiación . Debido a la gravedad es más débil en la cáscara que en el núcleo , esta presión moviéndose hacia fuera supera la gravedad de manera que las capas externas de gas se expanden . Se enfrían y vuelven de color rojo , ya que se alejan del núcleo. La estrella es ahora una gigante roja.

Núcleo del gigante roja seguirá subiendo la temperatura hasta que, a unos 100 millones de grados Kelvin , el helio comienza a fusionarse en carbono y oxígeno . La fase de gigante roja continuará hasta que no hay más helio en el núcleo .
White Dwarf

El final de la fase de gigante roja es similar al extremo de la secuencia principal. El núcleo se queda sin helio. La fusión nuclear cesa. El núcleo comienza a colapsar y calentarse , haciendo que el helio en la cubierta exterior para calentar también . La fusión nuclear se produce en la carcasa , haciendo que se expanda .

Mientras tanto , el núcleo , que consiste principalmente de carbono y oxígeno ahora , simplemente mantiene el colapso . A diferencia del núcleo de una estrella mucho más grande , que nunca alcanzará la temperatura requerida para fundir estos elementos más pesados ​​. En su lugar , se convierte en un denso objeto relativamente fresca pequeña , conocida como una enana blanca. Los restos de su cáscara rodean, una nube de materia conocido como una nebulosa planetaria .
Cronología

estrellas Single- solar - masa vive un tiempo muy largo . Nuestro Sol , por ejemplo, ha estado en su secuencia principal de 4.5 mil millones años , y seguirá en esa fase durante otros cuatro o cinco millones de años. Una vez que el Sol se quede sin hidrógeno del núcleo , su conversión en una gigante roja se llevará a cerca de 250 millones de años.