Ciclo de vida de una estrella de tamaño mediano

La masa de una estrella es la única característica que determina el destino de ese cuerpo celestial. su comportamiento al final de la vida depende completamente de su masa. para las estrellas livianas, la muerte llega silenciosamente, un gigante rojo que se despoja de su piel para dejar atrás a la enana blanca. ¡Pero el final para una estrella más pesada puede ser bastante explosivo!

Las estrellas medianas son aquellas que, demasiado grandes para terminar como enanas blancas y demasiado pequeñas para convertirse en agujeros negros, pasan sus años moribundos 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).

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 colapsar sobre sí misma debido a la gravedad, formando una masa cada vez más caliente, brillante y densa en su centro: una protoestrella.

Cuando la protoestrella es suficientemente caliente y densa, el proceso de fusión de hidrógeno comienza en su núcleo. la fusión produce suficiente presión de radiación para contrarrestar la fuerza de la gravedad; así cesa el colapso gravitacional. la protoestrella 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.

cuando el núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno, la gravedad vuelve a abrirse camino, es decir, hasta que las temperaturas aumentan lo suficiente para permitir la fusión de helio, lo que produce la presión exterior necesaria para estabilizar las cosas. Cuando no queda helio, el ciclo comienza de nuevo. De este modo, el núcleo oscila entre los estados de compresión y equilibrio a medida que tienen lugar reacciones de fusión cada vez más altas. Mientras tanto, el calor extremo hace que la capa exterior de la estrella, o "cáscara", se expanda a un radio comparable al de la órbita terrestre. a una distancia tan grande del núcleo, la cubierta se enfriará lo suficiente como para volverse roja. La estrella es ahora una gigante roja.

Las reacciones nucleares cesan para siempre cuando el núcleo de la estrella 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 mismos de los átomos que forman el núcleo. esto genera tanta energía que la explosión domina el cielo durante años luz en todas direcciones. La estrella ha ido supernova.

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 protones y neutrones que reaccionan a la compresión es finalmente suficiente para detener la gravedad. La estrella es tan densa que, si pudieras traer una cucharadita de su material a la tierra, pesaría un billón de toneladas. rota hasta 30 veces por segundo y exhibe un campo magnético muy grande. Es una estrella de neutrones, la etapa final del ciclo de vida de una estrella de tamaño mediano.