evoluzione
Modello evolutivo di una stella:inizia con la contrazione di una massa gassosa prevalentemente formata da idrogeno ed elio,a bassa temperatura: proseguendo la contrazione aumenta la temperatura del gas e quando nella parte centrale viene raggiunta una temperatura sui 10.000.000 K° inizia la fusione di idrogeno che si trasforma in elio liberando energia che si irradia contrastando la ulteriore contrazione:la stella permane in questa fase(si trova nella sequenza principale del diagramma H-R)finchè consuma l'idrogeno centrale disponibile:segue una ripresa del collasso gravitazionale che interessa la parte centrale e contemporaneamente provoca una espansione della parte periferica con diminuzione di temperatura:la stella esce dalla sequenza principale e appare molto luminosa (per effetto dal grande raggio) e a temperatura media(gigante rossa);proseguendo,se non avvengono altre fusioni la stella si andrà raffreddando e tornerà a prevalere la contrazione fino a ridurla a una stella di piccolo volume e bassa temperatura(nana rossa) e poi nana nera. Tuttavia se la massa gassosa iniziale e specialmente quella che residua dopo la fase trascorsa nella sequenza principale ha un valore alcune volte più elevato di quella del sole(stella media) la evoluzione può portare alla formazione di una stella di grande volume e temperatura elevata (supernova) che può esplodere liberando grande quantità di energia e disperdendo nello spazio elementi chimici prodotti nelle fusioni succedutesi al suo interno(questi entreranno a far parte del gas da cui si formeranno nuove stelle,più ricche di elementi metallici): la parte residua dopo la esplosione può trasformarsi in una stella di piccolo volume ed elevata temperatura(nana bianca) che a sua volta (sempre in funzione della massa presente) può ulteriormente collassare e trasformarsi in una stella a neutroni e poi in un buco nero. Masse grandi iniziali permettono di raggiungere rapidamente la fase di fusione,ma anche consumano rapidamente l'idrogeno disponibile al centro e quindi escono dalla sequenza principale(stelle molto luminose,molto massicce,ad elevata temperatura,giovani);inversamente avviene per masse simili a quelle del sole:la stella permane a lungo nella fase di sequenza principale e appare meno luminosa,più vecchia.