Ciclo de vida de una estrella pequeña

Una estrella no sólo del centelleo en el cielo. It salarios una batalla de por vida contra la fuerza de gravedad . Cuanto más pesado es la estrella , más fuerte será su gravedad, y más difícil se debe luchar para evitar el colapso. Las estrellas más grandes viven rápido y mueren jóvenes , de salir en un resplandor de gloria. Sin embargo, una pequeña estrella , como nuestro Sol , podría decirse que morir pacíficamente en su cama después de una vida muy larga por cierto. Definiciones

Se describe el tamaño de una estrella con la masa de nuestro Sol , una "masa solar", como la unidad de medida común . Se tarda un poco más de 0,08 de una masa solar para una estrella de combustión del hidrógeno para formar en absoluto. A partir de ahí , se dice que la estrella es " pequeña " si no tiene más de 1,4 masas solares. Este número no es arbitrario, sino que describe el punto de inflexión entre dos distintos comportamientos estelares final de su vida útil
Protostar

Todas las estrellas comienzan de la misma manera .; como protoestrellas derivados de colapso nebulosas . Una nebulosa es una nube de polvo y gas , la mayor parte de hidrógeno. La gravedad hace que esta nube a girar y se contraen y forman una masa central que crece más y más caliente a medida que aumenta la densidad. Otras masas también pueden formar, barriendo las capas externas de la nebulosa; estos se convertirán en planetas.
secuencia principal

Eventualmente la protoestrella crece denso y lo suficientemente caliente como para provocar la fusión nuclear del hidrógeno en su núcleo. Este proceso convierte el hidrógeno en helio , la producción de luz , el calor y la presión suficiente radiación para detener el colapso gravitacional de la protoestrella . La fase de protoestrella ha terminado , la secuencia principal ha comenzado, y una nueva estrella ha nacido.
Red Giant

Después de unos 10 millones de años, una pequeña estrella de núcleo se quedará sin hidrógeno. Las reacciones nucleares se detienen. La generación de la presión de radiación cesa . Colapso gravitacional ocurre de nuevo , el aumento de la densidad y el calor del núcleo hasta que las temperaturas son suficientes para desencadenar la fusión de helio en carbono . La presión de la radiación resultante hará que las capas exteriores de la estrella que se expanden a un radio tan grande como la de la órbita de Mercurio , Venus, o incluso la Tierra. A medida que se expanden, se enfrían , se pone roja . Llamamos a una estrella en esta etapa de su vida en una gigante roja
White Dwarf

El proceso se repite cuando la oferta del núcleo de helio se agota : . Reacciones nucleares se detienen y colapso gravitacional se reanuda. En una pequeña estrella , no habrá reacciones nucleares adicionales . En cambio , la estabilidad se reanudará cuando los electrones de carbono vienen tan juntos que la presión de degeneración de electrones se produce con la fuerza suficiente para equilibrar la gravedad y frenar aún más el colapso de la estrella.

Mientras tanto , las capas exteriores de la estrella se expanden , formando una nube de componentes estelares orbitando lo que queda del núcleo de la estrella . Esta nube es una nebulosa planetaria . La estrella es ahora una enana blanca. Continuará oscurecimiento y el enfriamiento hasta que la totalidad de su energía térmica se ha ido.