* Evolución estelar y masa: El destino de una estrella está directamente determinado por su masa inicial. Las estrellas con masas entre 0.8 y 8 veces la masa del sol eventualmente se convertirán en enanos blancos.
* Fusión nuclear y hierro: Estrellas como nuestro sol fusionan el hidrógeno en helio, luego el helio en elementos más pesados. Este proceso continúa hasta que la estrella alcanza un punto en el que ya no puede fusionar elementos en su núcleo. Para las estrellas con 5 veces la masa del sol, este proceso continúa hasta que fusionan elementos hasta el hierro. El hierro es extremadamente estable y no se puede fusionar fácilmente, lo que lleva a un colapso catastrófico.
* Estrellas de supernova y neutrones: El colapso central de una estrella con 5 veces la masa del sol desencadena una poderosa explosión de supernova. Esta explosión elimina las capas externas de la estrella, dejando atrás un núcleo denso y que gira rápidamente llamado estrella de neutrones.
Aquí hay un desglose simplificado:
1. Estrella masiva: Una estrella con 5 veces la masa del sol comienza su vida fusionando el hidrógeno en el helio, al igual que nuestro sol.
2. La fusión continúa: Continúa fusionando elementos más pesados como carbono, oxígeno y silicio.
3. núcleo de hierro: El núcleo finalmente se vuelve casi completamente hecho de hierro.
4. colapso del núcleo: El hierro no puede fusionarse para producir energía. El núcleo se derrumba bajo su propia gravedad, liberando una tremenda cantidad de energía.
5. Supernova: La energía del colapso del núcleo desencadena una explosión de supernova, volando las capas externas de la estrella en el espacio.
6. Estrella de neutrones: El núcleo se derrumba aún más, formando una densa estrella de neutrones.
enanos blancos son los restos de estrellas con masas similares a nuestro sol. Están respaldados por la presión de degeneración de electrones, que evita un mayor colapso. Las estrellas con masas mucho más grandes tienen un destino diferente debido a la intensa gravedad y la incapacidad de sus núcleos para alcanzar un estado estable después de la producción de hierro.
