Muerte de las estrellas.

La vida de las estrellas es siempre sumamente larga en términos humanos. Sin embargo, en términos astronómicos puede ser muy corta o muy larga. Por lo general las estrellas nacen siempre de la misma forma; sin embargo la manera en la cual terminarán su vida depende de sus características.

Cuando el combustible se agota.

En términos generales, a lo largo de la mayor parte de su existencia, una estrella se mantiene en un estado denominado secuencia principal, efectuando reacciones de fusión nuclear con lo que transforma el hidrógeno de su núcleo en helio. Esto se debe a la gran presión generada por la gravedad comprimiendo el núcleo de la estrella calentándolo a temperaturas tales en los cuales dichos procesos de fusión pueden suceder. Cuando el núcleo ha aumentado de manera considerable su concentración de helio y el hidrógeno se ha agotado, comienza un nuevo periodo de inestabilidad. El helio generado, más denso que el hidrógeno, permanece en el centro del astro. Sin embargo, la temperatura nuclear de la estrella no es lo suficientemente alta para fusionar helio, y al no haber más hidrógeno en el centro de la estrella que permita continuar las actividades de fusión, cesan las fuerzas de presión térmica que contrarrestaban los efectos de la gravedad, por lo que la estrella se comprime cediendo ante sus propias fuerzas gravitatorias y su núcleo incrementa su temperatura aun más.

Las estrellas con masa similar a la del sol o mayor, podrían experimentar incrementos importantes en la temperatura de su núcleo lo cual les llevaría a una condición en la cual podrían comenzar la fusión de átomos de helio para crear átomos de carbono. Aunado a ello, las capas de hidrógeno alrededor del núcleo podrían fusionar a su vez átomos de hidrógeno en helio, tal como sucedió antes en el núcleo durante la secuencia principal.

Gigante por un momento.

La fuerza generada en el núcleo por los nuevos procesos de fusión de helio son mucho más violentos que los originales, y la fusión de hidrógeno a su alrededor incrementa la energía generada al interior de la estrella en tal magnitud que provoca una muy importante expansión del astro, con la cual las capas exteriores son alejadas considerablemente aumentando sustancialmente el tamaño de la estrella. Su luminosidad se incrementa, pero las capas superficiales se alejan tanto que su temperatura se reduce, cambiando de color y mostrando una apariencia rojiza. La secuencia principal ha terminado y la estrella se ha transformado en una gigante roja.

Un largo desenlace.

Las estrellas menos masivas, cuya masa es menor a la mitad de la del sol, podrían carecer de la materia suficiente para experimentar presiones interiores lo suficientemente elevadas para calentar su núcleo a las temperaturas necesarias para inicial la fusión de helio. Al igual que el resto de las estrellas, comienzan a colapsar comprimiéndose tras agotar el hidrógeno y sucumbir ante los efectos de su propia gravedad sin una fuerza que contrarreste desde su centro, pero a diferencia de los cuerpos con masa mayor, continúan colapsando convirtiéndose en enanas blancas. Durante este proceso, la estrella se desprende de sus capas exteriores, exponiendo su núcleo. La compresión de su materia aumenta hasta el punto en el cual es detenida, al ser contrarrestada por las fuerzas de degeneración de electrones, momento en el cual no es posible comprimir más la materia sin que la estructura de sus átomos se descomponga. A partir de ese punto, la estrella comenzará a enfriarse lentamente, a lo largo de un proceso paulatino que puede extenderse a lo largo de varios miles de millones de años, e incluso por billones de años, hasta llegar a la temperatura basal del universo. Dado que la edad estimada del cosmos es de aproximadamente 14 mil millones de años, todavía no se ha observado este comportamiento debido a que el tiempo requerido para enfriarse es mucho mayor al tiempo que el universo ha existido.

Por el contrario, las gigantes rojas se encuentran en la etapa más activa de su existencia. La fusión de hidrógeno se realiza rápidamente y en su núcleo se generan elementos cada vez más pesados. Los elementos que una estrella pueda generar en su núcleo dependerá de qué tan masiva sea. Los astros de masa similar al Sol y de hasta aproximadamente 5 masas solares terminan con un núcleo rico en elementos de peso medio como carbono y oxígeno, tras lo cual comienza su transformación en enanas blancas.

Un final espectacular.

Por el contrario, las estrellas más masivas logran desarrollar un núcleo saturado de hierro. Cuando las reacciones de fusión no pueden continuar, la estrella presenta una inestabilidad absoluta que desencadena con una explosión sumamente violenta, la cual es percibida como una supernova. El fenómeno puede resultar en la creación de una estrella de neutrones y una nebulosa que se expande, o incluso de un agujero negro en el caso de las estrellas más masivas.

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