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La masa de una estrella es la característica única que determina el destino del cuerpo celestial. Su comportamiento al final de la vida depende completamente de su masa. Para las estrellas livianas, la muerte llega en silencio, un gigante rojo muda su piel para dejar atrás a la enana blanca. ¡Pero el final para una estrella más pesada puede ser bastante explosivo!
Definición de categoría
••• Imágenes de Yuriy Mazur / iStock / GettyLas estrellas medianas son aquellas que, demasiado grandes para terminar como enanas blancas y demasiado pequeñas para convertirse en agujeros negros, pasan sus años de muerte como estrellas de neutrones. Los científicos han observado que esta categoría tiene un límite inferior de poco más de 1.4 masas solares y un límite superior en el vecindario de 3.2 masas solares. (Una "masa solar" es una unidad de medida aproximadamente la misma masa que nuestro Sol).
Protostar
El tamaño de una estrella está determinado por la cantidad de materia disponible en su nebulosa principal. Esta nube de polvo y gas comienza a colapsarse sobre sí misma debido a la gravedad, formando una masa cada vez más cálida, brillante y densa en su centro: una protostar.
Secuencia principal
••• Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty ImagesCuando la protostar está suficientemente caliente y densa, el proceso de fusión de hidrógeno comienza a tener lugar en su núcleo. La fusión produce suficiente presión de radiación para contrarrestar la fuerza de la gravedad; así cesa el colapso gravitacional. La protostar se ha convertido en una estrella real en su fase de secuencia principal. La estrella pasará la mayor parte de su vida útil en este período de estabilidad, generando luz y calor a través de la fusión de hidrógeno en helio durante millones de años.
Gigante rojo
Cuando el núcleo de las estrellas se queda sin hidrógeno, la gravedad se abre paso una vez más, es decir, hasta que las temperaturas aumentan lo suficiente como para permitir la fusión de helio, lo que produce la presión externa necesaria para estabilizar las cosas. Cuando no queda helio, el ciclo comienza nuevamente. El núcleo oscila entre los estados de compresión y equilibrio a medida que ocurren reacciones de fusión cada vez más altas temperaturas. Mientras tanto, el calor extremo hace que la capa exterior de las estrellas, o "caparazón", se expanda a un radio comparable al de la órbita de la Tierra. A una distancia tan grande del núcleo, la carcasa se enfriará lo suficiente como para ponerse roja. La estrella ahora es un gigante rojo.
Supernova
••• pixelparticle / iStock / Getty ImagesLas reacciones nucleares cesan para siempre cuando el núcleo de las estrellas se reduce a hierro; ese elemento no se fusionará sin suministros de energía adicionales. El colapso gravitacional se reanuda catastróficamente con una fuerza lo suficientemente fuerte como para destruir los núcleos de los átomos que forman el núcleo. Esto genera tanta energía que la explosión domina el cielo durante años luz en todas las direcciones. La estrella se ha convertido en supernova.
Estrella neutrón
Mientras tanto, lo que queda de la estrella se ha reducido a un diámetro no mayor a unos pocos kilómetros, aproximadamente del tamaño de una ciudad. A esta densidad, la presión externa generada por los protones y los neutrones que reaccionan a la compresión es finalmente suficiente para detener la gravedad. La estrella es tan densa que, si pudieras llevar una cucharadita de su material a la Tierra, pesaría un billón de toneladas. Gira hasta 30 veces por segundo y exhibe un campo magnético muy grande. Es una estrella de neutrones, la etapa final de un ciclo de vida de estrellas de tamaño mediano.