Para comprender qué sucede al final de la vida de una estrella similar al sol, es útil comprender 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 se convertirá en una supernova y dejará un agujero negro a su paso. 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 helio comienza a girar lentamente alrededor de un núcleo central, el núcleo atrae más materia, y la presión creciente la calienta hasta que se vuelve lo suficientemente caliente como para que el gas 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 consumirse 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 del gigante rojo
Cuando una estrella del tamaño de un sol consume el hidrógeno de su núcleo, la fusión se detiene y la temperatura no es lo suficientemente alta para que comience la fusión del helio. La falta de presión de radiación hacia el exterior permite que el núcleo se contraiga. Debido a que el núcleo se contrae y la atracción gravitacional se debilita, la capa exterior se enfría, se vuelve roja y comienza a expandirse, y la estrella se convierte en una gigante roja. Las gigantes rojas suelen crecer de 10 a 100 veces el diámetro de la estrella de la secuencia principal. Cuando el sol entre en su fase de gigante roja, que durará de 1 a 2 mil millones de años, podría crecer lo suficiente como para engullir la Tierra.
La segunda fase del gigante rojo
A medida que el núcleo de una gigante roja se contrae, los electrones están tan juntos que los principios de la mecánica cuántica se vuelven importantes. El principio de exclusión de Pauli dicta que dos electrones no pueden 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 se produzcan reacciones explosivas. El helio en el núcleo comienza a fusionarse en carbono, mientras que el hidrógeno en la capa que rodea el núcleo también comienza a fusionarse en helio. Estas reacciones producen más presión hacia afuera, 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 de la enana blanca
El núcleo de una gigante roja finalmente alcanza un punto en el que, debido a los principios de la mecánica cuántica, ya no puede colapsar 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 superdensa. Eventualmente se enfría, se convierte en una enana negra y se oscurece. Aunque 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. Entre los ejemplos más conocidos se incluyen las nebulosas Ring y Cat's Eye.