Goodshoot/Goodshoot/Getty Images
Los astrónomos definen una enana roja como una estrella con una masa entre aproximadamente 0,08 y 0,5 veces la del Sol, compuesta principalmente de hidrógeno. Estas estrellas son pequeñas y frías, con temperaturas superficiales de alrededor de 2700 °C (4900 °F), lo que les confiere un brillo rojizo característico. Debido a su modesta masa, las enanas rojas fusionan hidrógeno muy lentamente, lo que les permite brillar durante 20 mil millones a más de 100 mil millones de años, más que la edad actual del Universo.
La vida útil de una estrella está directamente relacionada con su luminosidad:la energía que emite cada segundo. La producción total de energía de una estrella es igual a su luminosidad multiplicada por su vida. Las estrellas masivas comienzan su vida con más combustible, pero también lo queman a un ritmo mucho más rápido, produciendo una luminosidad mucho mayor. Por ejemplo, el Sol, con una temperatura superficial de 5.600°C (10.000°F), irradia mucha más energía que una enana roja y ya ha estado brillando durante unos 5.000 millones de años, con una vida total proyectada de aproximadamente 10.000 millones de años.
Las estrellas generan luz y calor a través de la fusión nuclear:la conversión de hidrógeno en helio bajo presión y temperatura extremas en el núcleo. Este proceso libera hasta diez millones de veces más energía que la combustión química. Aunque las reacciones de fusión son poco frecuentes, mantienen el brillo de una estrella durante millones o miles de millones de años. Cuando una estrella agota su hidrógeno, comienza a fusionar elementos más pesados y progresa hasta convertirse en hierro antes de que se acabe su combustible.
La mayoría de las estrellas se forman a partir de nubes de hidrógeno interestelar y otros elementos. El colapso gravitacional comprime el material hasta que la temperatura del núcleo es lo suficientemente alta para la fusión. Luego, la estrella pasa la mayor parte de su vida fusionando hidrógeno en helio. Una vez que se agota el hidrógeno, la estrella se expande y quema helio y posteriormente elementos más pesados. Al final, el combustible de la estrella se agota y sufre un colapso final, que puede producir una nova, una supernova o dejar atrás una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de su masa original. Con el tiempo, las enanas blancas y las estrellas de neutrones se enfrían y se desvanecen hasta convertirse en restos oscuros.
