⭐ 1. Formación: de nebulosa a protoestrella

🔹 Nebulosa (nube molecular)

Gas (hidrógeno principalmente) + polvo.
Temperaturas muy bajas (~10–30 K).
La gravedad inicia el colapso (a veces por choques o supernovas cercanas).

👉 Ejemplo: Nebulosa de Orión.

🔹 Protoestrella

El material cae hacia el centro → aumenta la temperatura.
Se forma un núcleo denso y caliente.
Aún no hay fusión nuclear estable.
Puede haber discos protoplanetarios alrededor.

⭐ 2. Fase estable: Secuencia principal (equilibrio hidrostático)

Cuando el núcleo alcanza ~10 millones K.

Se activa la fusión nuclear (hidrógeno → helio).

🔬 Qué ocurre exactamente:

La gravedad intenta colapsar la estrella mientras que la energía de la fusión empuja hacia fuera, esto crea un equilibrio hidrostático.

🔹 Tipos de fusión:

Estrellas como el Sol → cadena protón-protón.
Estrellas masivas → ciclo CNO (más eficiente).

🔹 Duración: Depende de la masa.

Masivas → millones de años.
Pequeñas → miles de millones (o más).

⭐ 3. Fin del hidrógeno: salida de la secuencia principal.

Cuando el hidrógeno del núcleo se agota:

🔹 Cambios internos:

El núcleo (ahora de helio) se contrae.
Aumenta la temperatura.
El hidrógeno empieza a fusionarse en una capa alrededor del núcleo.

🔹 Resultado visible:

La estrella se expande enormemente.
Se enfría la superficie → color rojo.

👉 Se convierte en gigante roja.

🔀 4. Evolución según la masa

🌟 A) Estrellas de baja/media masa (≤ 8 masas solares)

🔹 Fusión de helio:

Cuando el núcleo alcanza ~100 millones K:

Helio → carbono y oxígeno.

🔹 Fase final:

El núcleo ya no puede fusionar más (no alcanza temperaturas suficientes).
La estrella expulsa sus capas externas.

👉 Forma una nebulosa planetaria.

🔹 Remanente:

Núcleo compacto → enana blanca.
Muy densa (masa solar en tamaño de la Tierra).
Sin fusión → se enfría lentamente durante miles de millones de años.

🌟 B) Estrellas masivas (> 8 masas solares)

Aquí el proceso es mucho más extremo:

🔹 Fusión en cadena (tipo “cebolla”)

Se forman capas donde se fusionan distintos elementos:

H → He
He → C
C → Ne
Ne → O
O → Si
Si → Fe (hierro)

🔹 Punto crítico:

El hierro no produce energía al fusionarse.
El núcleo colapsa en segundos.

💥 5. Explosión:

Supernova.

Rebote del núcleo + ondas de choque.
Se expulsan las capas externas violentamente.
Se crean elementos pesados (oro, uranio…).

⭐ 6. Remanentes finales

Dependen de la masa del núcleo:

🔹 Estrella de neutrones

Núcleo ultradenso (protones + electrones → neutrones).
1 cucharadita ≈ miles de millones de toneladas.

🔹 Agujero negro

Si la masa es enorme la gravedad vence completamente.
Se forma una región de la que ni la luz escapa.

Evolución en la vida de una Estrella