Para entender lo que sucede al final de la vida de una estrella similar al sol, ayuda entender cómo se forman las estrellas en primer lugar y cómo brillan. El sol es una estrella de tamaño medio y, a diferencia de un gigante como eta carinae, no saldrá como una supernova y dejará un agujero negro en su estela. en cambio, el sol se convertirá en una enana blanca y simplemente se desvanecerá.
Formación estelar y secuencia principal.
Las estrellas nacen del polvo intergaláctico. a medida que una nube llena de polvo e hidrógeno y gas de helio comienza a girar lentamente alrededor de un núcleo central, el núcleo atrae más materia, y la presión creciente lo calienta hasta que se calienta lo suficiente como para que el gas de hidrógeno se fusione en una reacción nuclear. La energía generada por las reacciones de fusión evita un mayor colapso, y el núcleo se convierte en una estrella de secuencia principal. Las estrellas masivas utilizan su combustible de hidrógeno rápidamente y pueden quemarse en tan solo 3 millones de años. Sin embargo, la secuencia principal de una estrella similar al sol es de unos 10 mil millones de años.
la fase gigante roja
cuando una estrella del tamaño del sol consume el hidrógeno en su núcleo, la fusión se detiene y la temperatura no es lo suficientemente alta para que comience la fusión de helio. la falta de presión de radiación exterior permite que el núcleo se contraiga. Debido a que el núcleo se contrae y la atracción gravitatoria se debilita, la capa exterior se enfría, se vuelve roja y comienza a expandirse, y la estrella se convierte en una gigante roja. Los gigantes rojos típicamente crecen entre 10 y 100 veces el diámetro de la estrella de la secuencia principal. cuando el sol entra en su fase roja gigante, que durará de 1 a 2 mil millones de años, podría crecer lo suficiente como para engullir la tierra.
la segunda fase gigante roja
como el núcleo de un gigante rojo se contrae, los electrones se empaquetan tan estrechamente que los principios de la mecánica cuántica se vuelven importantes. el principio de exclusión de pauli dicta que no hay dos electrones que puedan ocupar el mismo estado, y las fuerzas de repulsión se vuelven más fuertes que la presión térmica e independientes de la temperatura. se dice que la materia en este estado está degenerada y permite que ocurran reacciones explosivas. el helio en el núcleo comienza a fundirse en carbono, mientras que el hidrógeno en la capa que rodea al núcleo también comienza a fundirse en helio. estas reacciones producen más presión hacia el exterior, lo que hace que la estrella se expanda aún más. Esta es la segunda fase de la gigante roja, y dura aproximadamente un millón de años.
la fase enana blanca
el núcleo de una gigante roja eventualmente llega a un punto en el que, debido a los principios de la mecánica cuántica, ya no puede colapsarse y comienza a arder con una luz blanca azulada, convirtiéndose en una enana blanca. en este momento, su masa es similar a la de la estrella original, pero su diámetro es aproximadamente del tamaño de la tierra, por lo que es súper densa. finalmente se enfría, se convierte en una enana negra y se oscurece. Si bien todavía es una enana blanca, los gases que forman la capa exterior de la estrella se enfrían y se alejan del núcleo en una formación conocida como nebulosa planetaria. Los ejemplos más conocidos incluyen el anillo y las nebulosas de ojo de gato.