Evolutia unei stele

Stelele i-au nastere din concentrari enorme de materii care datorita gravitatiei pot colapsa generand o protostea. O data cu cresterea temperaturii o protostea dezvolta termoreactii nucleare (fuziunea hidrogenului). O astfel de stea se incadreaza secventei principale in diagrama H-R. Stelele cu o masa mai mica de 0.08 mase solare nu dezvolta temperaturi necesare „aprinderii” hidrogenului si sfarsesc ca pitice maro.

Stelele care consuma hidrogenul prin reactii de fuziune raman in secventa principala o durata de timp dependenta de masa stelei. De exemplu, Soarele „arde” hidrogenul de aproximativ 4.6 miliarde de ani si mai are hidrogen suficient pentru inca 5 miliarde de ani. Daca Soarele „arde” hidrogen pentru aproximativ zece miliarde de ani, nu la fel de mult timp isi va petrece in secventa principala o stea de 25 de ori mai masiva decat Soarele pentru ca o astfel de stea va „arde” hidrogen in miezul sau pentru nu mai mult de un miliard de ani. Dupa incetarea fuziunii hidrogenului din nucleu temperatura creste enorm ceea ce declanseaza arderea hidrogehului din atmosfera stelei.

Aceasta faza coincide cu cresterea exploziva a dimensiunii stelei, aceasta deplasandu-se catre dreapta in diagrama H-R si intra in categoria gigantelor rosii. O stea de dimensiunea Soarelui isi va mari dimensiunea pana aproximativ la orbita Terrei. Dupa consumarea hidrogenului temperatura va creste intratat incat va declansa „arderea” heliului care se va transforma in carbon care prin combinarea cu heliu va genera oxigenul. La o stea de dimensiunea Soarelui consumarea heliului se va face in cca 100 milioane de ani. In urma colapsului giganticei rosii i-a nastere o nebuloasa planetara din din nucleul stelei initiale o pitica alba. Ramanand la comparatia cu Soarele, pitica alba va avea o dimensiune cit cea a Pamantului si o densitate de zece mii de ori mai mare decat cea a centrului Soarelui. Aceasta din urma poate deveni fie o stea neutronica fie o supernova.