Una estrella no solo brilla en el cielo. Se libra una batalla de por vida contra la fuerza de la gravedad. Cuanto más pesada es la estrella, más fuerte es su gravedad, y más difícil debe ser para evitar el colapso. Las estrellas más grandes viven rápido y mueren jóvenes, saliendo en un destello de gloria. Pero se podría decir que una estrella pequeña, como nuestro Sol, muere pacíficamente en su lecho luego de una vida muy larga.

Definiciones

Describimos el tamaño de una estrella usando la masa de nuestro propio Sol. , una "masa solar", como la unidad de medida común. Se necesita un poco más de .08 de masa solar para que se forme una estrella de combustión de hidrógeno. A partir de ahí, decimos que la estrella es "pequeña" si no tiene más de 1,4 masas solares. Este número no es arbitrario, pero describe el punto de inflexión entre dos comportamientos estelares distintos al final de la vida.

Protostar

Todas las estrellas comienzan de la misma manera; como protoestrellas que surgen de colapso de nebulosas. Una nebulosa es una nube de polvo y gas, la mayor parte es hidrógeno. La gravedad hace que esta nube gire y se contraiga, formando una masa central que se calienta a medida que aumenta su densidad. Otras masas también pueden formarse, barriendo las capas externas de la nebulosa; estos se convertirán en planetas.

Secuencia principal

Eventualmente, la protostar se vuelve lo suficientemente densa y caliente para desencadenar la fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo. Este proceso convierte el hidrógeno en helio, produciendo luz, calor y suficiente presión de radiación para detener el colapso gravitacional del protostar. La fase protostar ha terminado, la secuencia principal ha comenzado y ha nacido una nueva estrella.

Red Giant

Después de unos 10 mil millones de años, el núcleo de una pequeña estrella se quedará sin hidrógeno . Las reacciones nucleares se detienen. La generación de presión de radiación cesa. El colapso gravitacional ocurre nuevamente, aumentando la densidad y el calor del núcleo hasta que las temperaturas sean suficientes para desencadenar la fusión del helio en carbono. La presión de radiación resultante hará que las capas exteriores de la estrella se expandan a un radio tan grande como el de la órbita de Mercurio, Venus o incluso la Tierra. A medida que se expanden, se enfrían y se vuelven rojas. Llamamos a una estrella en esta etapa de su vida un gigante rojo.

White Dwarf

El proceso se repite cuando se agota el suministro de helio del núcleo: las reacciones nucleares cesan y se reanuda el colapso gravitatorio. En una estrella pequeña, no habrá más reacciones nucleares. En cambio, la estabilidad se reanudará cuando los electrones de carbono se acerquen tanto que la presión de degeneración de electrones se produzca con la fuerza suficiente para equilibrar la gravedad y detener el colapso adicional de la estrella. Mientras tanto, las capas externas de la estrella se expanden, formando una nube de componentes estelares que orbitan lo que queda del núcleo de la estrella. Esta nube es una nebulosa planetaria. La estrella es ahora una enana blanca. Continuará atenuándose y enfriando hasta que toda su energía térmica desaparezca.