estrellas de baja masa (como nuestro sol):
* Secuencia principal: La fase más larga de la vida de una estrella de baja masa. Fusionan el hidrógeno en helio en sus núcleos, ardiendo constantemente durante miles de millones de años. Esta es la fase estable en la que vemos la mayoría de las estrellas.
* gigante rojo: Después de que se agota el combustible de hidrógeno, el núcleo se contrae y se calienta. Esto hace que las capas externas de la estrella se expandan y se enfríen, formando un gigante rojo. La estrella se vuelve más grande y más fresca, y su luminosidad aumenta.
* Flash de helio: En el núcleo de un gigante rojo, Helium comienza a fusionarse en carbono en un evento rápido y violento llamado Helium Flash. Esto libera una gran cantidad de energía, pero está contenida dentro del núcleo y no afecta significativamente la apariencia externa de la estrella.
* Rama horizontal: La estrella se establece en una fase en la que fusiona el helio en carbono en su núcleo. Ahora es más pequeño y más caliente de lo que era como un gigante rojo.
* Rama gigante asintótica (AGB): A medida que el combustible de helio disminuye, la estrella se expande nuevamente, cada vez más grande y más fresco, formando una estrella AGB. El núcleo se contrae y se calienta, desencadenando la fusión de elementos más pesados, como el carbono y el oxígeno, en una serie de capas en forma de concha alrededor del núcleo.
* Nebulosa planetaria: Finalmente, las capas externas de la estrella se expulsan al espacio, creando una cáscara de gas colorida y en expansión llamada nebulosa planetaria (aunque no tiene nada que ver con los planetas).
* enano blanco: El núcleo de la estrella, que ahora consiste principalmente en carbono y oxígeno, se deja como un enano blanco denso, caliente y muy pequeño. Los enanos blancos se enfrían lentamente durante miles de millones de años.
estrellas de alta masa (mucho más grande que nuestro sol):
* Secuencia principal: Queman mucho más caluroso y más rápido que las estrellas de baja masa, fusionando el hidrógeno en helio a una velocidad significativamente más alta. Su fase de secuencia principal es mucho más corta, dura millones de años.
* Supergiant: Cuando se agota el combustible de hidrógeno, las estrellas de alta masa se expanden a supergigantes. Son increíblemente luminosos y a menudo muy grandes, a veces incluso más grandes que la órbita de la Tierra alrededor del Sol.
* Core Fusion: Las estrellas de alta masa sufren una serie de reacciones de fusión nuclear en su núcleo, fusionando progresivamente elementos más pesados como carbono, oxígeno, neón, silicio e incluso hierro.
* Supernova: Cuando el núcleo alcanza el hierro, la fusión nuclear ya no puede producir energía. El núcleo colapsa catastróficamente, desencadenando una explosión masiva llamada supernova. Esto libera una inmensa cantidad de energía y elementos pesados en el espacio.
* Estrella de neutrón o agujero negro: Dependiendo de la masa inicial de la estrella, el remanente de supernova puede convertirse en una estrella de neutrones increíblemente densa o un agujero negro, una región de espacio -tiempo donde la gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar.
Diferencias clave:
* Lifespan: Las estrellas de baja masa viven durante miles de millones de años, mientras que las estrellas de alta masa viven durante millones de años.
* Fusión nuclear: Las estrellas de alta masa fusionan elementos más pesados que las estrellas de baja masa.
* Fin de la vida: Las estrellas de baja masa terminan sus vidas como enanos blancos, mientras que las estrellas de alta masa terminan como estrellas de neutrones o agujeros negros.
* Impacto en la galaxia: Las supernovas de estrellas de alta masa enriquecen el medio interestelar con elementos pesados, que son esenciales para la formación de nuevas estrellas y planetas.
Los ciclos de vida de las estrellas son procesos fascinantes y complejos que dan forma a la evolución de las galaxias. Al comprender estas diferencias, obtenemos una apreciación más profunda por la gran diversidad de objetos en el cosmos.
