El proceso de la muerte de una estrella es como la reencarnación. Una estrella nunca muere realmente, sino que el material se pega y crea otras formaciones en el espacio. Los astrónomos han formado teorías sobre lo que eventualmente les sucede a las estrellas porque el universo de la Tierra todavía es muy joven. Un punto principal de la vida de una estrella es lograr el equilibrio o la estabilidad, y una vez que esto sucede, la estrella comienza a transformarse una vez más.

Solar Masses

Si la estrella es la mitad de la masa de el sol, o 0.5 masas solares, la estrella no se derrumba sobre sí misma cuando muere. Esta estrella se transforma en una enana blanca. El proceso depende de su equilibrio, o cuando la estrella está hecha cambiando y hay la misma presión de gas empujando desde el centro hacia la gravedad que tira de los átomos hacia el centro. La estrella luego entra en una fase activa, donde el hidrógeno comienza a arder en helio. Cuando esto termina, el ciclo comienza de nuevo; la estrella original muere y se convierte en una enana blanca.

White Dwarf

El núcleo de una estrella enana blanca se rodea con capas de hidrógeno, que aún se queman y continúan fusionándose. La estrella se expande, se hace más grande y, finalmente, se transforma de nuevo para convertirse en un gigante rojo. En lugar de morir, el proceso comienza de nuevo; solo ahora la enana blanca comienza una nueva vida como gigante rojo.

Red Giant

Durante una fase gigante roja, la estrella fusiona el helio de todo el hidrógeno quemado para formar carbono y oxígeno. Sin embargo, la estrella debe tener suficiente energía, o si no, su capa exterior comienza a desprenderse, lo que deja atrás un núcleo inactivo o solo moléculas de oxígeno y carbono. El gigante rojo luego vuelve a ser una enana blanca, pero solo un remanente. El remanente teóricamente se convierte en una enana negra; sin embargo, esto aún no está científicamente probado. Si la estrella gigante roja tiene suficiente energía, entonces, en lugar de morir, se forma una nebulosa.

Por debajo del límite de Chandrasekhar

El límite de Chandrasekhar es 1,4 veces la masa del sol. Si una estrella alcanza su fase productiva y está por debajo del límite de Chandrasekhar, se convierte en una enana blanca. Sin embargo, si la estrella es más grande que este límite, se forma una estrella de neutrones. Si la estrella es más de cinco veces la masa del sol, entonces la combustión de hidrógeno se detiene por completo, formando una supernova y cualquier otro material de estrella forma un agujero negro.