Aqui está um colapso do que acontece com estrelas de baixa massa e massa médio quando elas esgotam seu combustível nuclear:

Estrelas de baixa massa (como nosso sol)

1. queima de hidrogênio: A estrela começa fundindo o hidrogênio em hélio em seu núcleo, liberando energia. Este é o estágio mais longo da vida de uma estrela.
2. fase gigante vermelha: Quando o hidrogênio acaba no núcleo, os principais contratos, tornando -se mais quentes. Isso aquece as camadas externas, fazendo -as se expandir e esfriar, transformando a estrela em um gigante vermelho. A estrela começa a fundir o hélio em carbono em uma concha ao redor do núcleo.
3. flash de hélio: No núcleo, a fusão de helium acende explosivamente, chamada de "flash de hélio". Este é um evento de curta duração que libera muita energia, mas não interrompe a estrutura da estrela.
4. ramo horizontal: Após o flash, a estrela se instala no ramo horizontal, continuando a fundir o hélio em carbono em seu núcleo.
5. ramo gigante assintótico (AGB): Quando o hélio acaba no núcleo, a estrela se expande novamente, tornando -se ainda maior e começa a fundir carbono e oxigênio em uma concha ao redor do núcleo.
6. nebulosa planetária: À medida que as camadas externas são ejetadas, a estrela se torna uma anã branca, cercada por uma concha brilhante de gás chamada nebulosa planetária.

estrelas de massa média (um pouco maior que o nosso sol)

O processo é semelhante às estrelas de baixa massa, mas com algumas diferenças importantes:

1. mais combustível: As estrelas de massa média têm mais combustível, então vivem mais.
2. fusão de carbono: Eles podem fundir o carbono em elementos mais pesados, como oxigênio, neon e magnésio em seus núcleos.
3. sem flash de hélio: A ignição do hélio é mais gradual do que em estrelas de baixa massa.
4. Múltiplas conchas: Eles podem ter várias camadas onde ocorrem diferentes processos de fusão.
5. supernova ou anão branco: As estrelas de massa média acabam por parar de fundir elementos em seus núcleos. Eles podem derramar suas camadas externas e se tornar uma anã branca ou passar por uma supernova do tipo IA se estiverem em um sistema binário e acumularem massa de uma estrela de companheira.

Diferenças -chave

* Massa é a chave: A massa de uma estrela determina sua vida útil e o destino final.
* Estado final: As estrelas de baixa massa terminam como anãs brancas, enquanto as estrelas de massa média podem se tornar anãs brancas ou passar por uma supernova.
* sem fusão além do ferro: As estrelas não podem fundir o ferro em elementos mais pesados, porque requer mais energia do que libera. Isso leva ao colapso do núcleo que desencadeia uma supernova.

Notas importantes

* Estas são descrições simplificadas. Os processos reais são muito mais complexos e envolvem uma variedade de fatores, como rotação estelar, campos magnéticos e interações binárias.
* Nossa compreensão da evolução estelar está sendo constantemente refinada por novas observações e modelos teóricos.