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    Ciclo de vida de una estrella de tamaño medio

    La masa de una estrella es la única característica que determina el destino del 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 se despoja de su piel para dejar atrás a la enana blanca. ¡Pero el final para una estrella más pesada puede ser bastante explosivo!

    Definición de categoría

    Las estrellas medianas son aquellas que, demasiado grandes para terminar como enanas blancas y demasiado pequeñas para convertirse en agujeros negros, pasan su tiempo muriendo años como estrellas de neutrones. Los científicos han observado que esta categoría tiene un límite inferior justo por encima 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 de aproximadamente la misma masa que nuestro Sol).

    Protostar

    El tamaño de una estrella está determinado por la cantidad de materia disponible en su nebulosa matriz. . Esta nube de polvo y gas comienza a colapsarse debido a la gravedad, formando una masa denso, brillante y cada vez más caliente en su centro: una protostar.

    Secuencia principal

    Cuando la protostar es suficiente caliente y densa, el proceso de fusión de hidrógeno comienza a tener lugar en su núcleo. Fusion produce suficiente presión de radiación para contrarrestar la fuerza de la gravedad; por lo tanto, el colapso gravitatorio cesa. La protostar 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 mediante la fusión de hidrógeno y helio durante millones de años.

    Red Giant

    Cuando el núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno, la gravedad tiene su camino una vez más, es decir, hasta que las temperaturas suban lo suficiente como para permitir la fusión de helio, que produce la presión externa necesaria para estabilizar las cosas. Cuando no queda helio, el ciclo comienza de nuevo. Por lo tanto, el núcleo oscila entre los estados de compresión y equilibrio a medida que tienen lugar reacciones de fusión cada vez más elevadas a alta temperatura. 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 de la Tierra. A una distancia tan grande del núcleo, el caparazón se enfriará lo suficiente como para volverse rojo. La estrella es ahora un gigante rojo.

    Supernova

    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 gravitatorio se reanuda catastróficamente con una fuerza lo suficientemente fuerte como para destruir los mismos núcleos de los átomos que forman el núcleo. Esto genera tanta energía que la explosión domina el cielo durante años luz en todas las direcciones. La estrella se ha convertido en supernova.

    Estrella de neutrones

    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 hacia afuera 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. 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.

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