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El proceso de muerte de una estrella es como la reencarnación. Una estrella nunca muere realmente, sino que el material se queda y crea otras formaciones en el espacio. Los astrónomos han formado solo teorías sobre lo que eventualmente le sucede a las estrellas porque el universo de la Tierra aún es muy joven. Un punto principal de la vida de una estrella es lograr el equilibrio o la estabilidad, y una vez que esto sucede, la estrella comienza a transformarse una vez más.
Masas solares
Si la estrella es la mitad de la masa del sol, o 0.5 masas solares, la estrella no se derrumba sobre sí misma cuando muere. Esta estrella se transforma en una enana blanca. El proceso depende de su equilibrio, o cuando la estrella termina de cambiar y hay una presión de gas igual que empuja desde el centro hacia la gravedad y atrae átomos hacia el centro. La estrella luego entra en una fase activa, donde el hidrógeno comienza a arder en helio. Cuando esto termina, el ciclo comienza de nuevo; la estrella original muere y se convierte en una enana blanca.
Enano blanco
El núcleo de una estrella enana blanca se rodea de capas de hidrógeno, que aún arden y continúan fusionándose. La estrella se expande, se hace más grande y finalmente se transforma nuevamente para convertirse en un gigante rojo. En lugar de morir, el proceso comienza de nuevo; solo que ahora la enana blanca comienza una nueva vida como un gigante rojo.
Gigante rojo
Durante una fase gigante roja, la estrella fusiona el helio de todo el hidrógeno quemado para formar carbono y oxígeno. Sin embargo, la estrella debe tener suficiente energía, o de lo contrario su capa exterior comienza a desprenderse, lo que deja un núcleo inactivo o solo moléculas de oxígeno y carbono. El gigante rojo vuelve a ser una enana blanca pero solo un remanente. El remanente se convierte teóricamente en una enana negra; sin embargo, esto aún no está científicamente probado. Si la estrella gigante roja tiene suficiente energía, entonces, en lugar de morir, se forma una nebulosa.
Por debajo del límite de Chandrasekhar
El límite de Chandrasekhar es 1,4 veces la masa del sol. Si una estrella alcanza su fase productiva y está por debajo del límite de Chandrasekhar, se convierte en una enana blanca. Sin embargo, si la estrella es más grande que este límite, se forma una estrella de neutrones. Si la estrella es más de cinco veces la masa del sol, entonces la combustión de hidrógeno se detiene por completo, formando una supernova y cualquier otro material estelar forma un agujero negro.