Masa inicial:
* Estrellas de baja masa (menos de 0.8 masas solares): Estas estrellas viven durante mucho tiempo, quemando lentamente su combustible de hidrógeno. Se convierten en gigantes rojos y finalmente terminan como enanos blancos, que son relativamente pequeños y densos.
* estrellas de masa intermedia (0.8 a 8 masas solares): Estas estrellas pasan un tiempo más corto en la secuencia principal, pero aún evolucionan para convertirse en gigantes rojos. Luego pasan por una serie de etapas, potencialmente experimentando nebulosas planetarias antes de terminar como enanos blancos.
* Estrellas de alta masa (más de 8 masas solares): Estas estrellas viven rápido y mueren jóvenes. Queman rápidamente su combustible, eventualmente se convierten en supergigiants rojos. Sus muertes son espectaculares, lo que resulta en explosiones de supernova. Los restos de la supernova pueden ser estrellas de neutrones o agujeros negros, dependiendo de la masa inicial.
Tamaño final:
* enanos blancos: Estos son los restos de estrellas de baja masa e intermedia. Son extremadamente densos, aproximadamente del tamaño de la tierra.
* Estrellas de neutrones: Estos se forman a partir de los núcleos de estrellas masivas después de una supernova. Son increíblemente densos, empacando una masa más grande que nuestro sol en una esfera de solo 20 kilómetros de ancho.
* agujeros negros: Las estrellas más masivas colapsan en agujeros negros después de una supernova. Estos objetos son tan densos que su atracción gravitacional es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar. Su tamaño está definido por su radio Schwarzschild, que depende de su masa.
En resumen:
* Si bien la masa inicial de una estrella juega un papel crucial en su tamaño final, no es una relación simple uno a uno.
* El proceso de evolución estelar conduce a diferentes estados finales para estrellas de diferentes masas.
* El tamaño final está determinado por la ruta evolutiva específica que toma la estrella, no solo su masa inicial.
