La masa de una estrella es la única característica que determina el destino de ese cuerpo celeste. Su comportamiento al final de la vida depende completamente de su masa. Para las estrellas livianas, la muerte llega silenciosamente, una gigante roja muda de piel para dejar atrás a la enana blanca que se oscurece. ¡Pero el final de una estrella más pesada puede ser bastante explosivo!
Definición de categoría
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Las estrellas medianas son aquellas que, demasiado grandes para terminar como enanas blancas y demasiado pequeñas para convertirse en agujeros negros, pasan sus últimos años 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 la vecindad de 3,2 masas solares. (Una "masa solar" es una unidad de medida aproximadamente la misma masa que nuestro Sol).
Protoestrella
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El tamaño de una estrella está determinado por la cantidad de materia disponible en su nebulosa madre. 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.
Secuencia principal
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Cuando la protoestrella está lo suficientemente caliente y densa, el proceso de fusión del 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 protoestrella se ha convertido en una estrella real en su fase de secuencia principal. La estrella pasará la mayor parte de su vida en este período de estabilidad, generando luz y calor a través de la fusión del hidrógeno en helio durante millones de años.
Gigante rojo
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Cuando el núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno, la gravedad se sale con la suya una vez más, es decir, hasta que las temperaturas subir lo suficientemente alto para permitir la fusión del helio, que produce la presión exterior necesaria para estabilizar cosas. Cuando no queda helio, el ciclo comienza de nuevo. Por tanto, el núcleo oscila entre estados de compresión y equilibrio a medida que se producen reacciones de fusión cada vez más elevadas. Mientras tanto, el calor extremo hace que la capa exterior de la estrella, o "caparazón", se expanda a un radio comparable al de la órbita de la Tierra. A una distancia tan grande del núcleo, el caparazón se enfriará lo suficiente como para volverse rojo. La estrella ahora es una gigante roja.
Supernova
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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 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 se ha convertido en supernova.
Estrella neutrón
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Mientras tanto, lo que queda de la estrella se ha reducido a un diámetro no mayor que unos pocos kilómetros, aproximadamente del tamaño de una ciudad. A esta densidad, la presión exterior generada por los 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. Gira 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.