Por Karen Adams, actualizado el 24 de marzo de 2022
La muerte de una estrella no es un fin definitivo sino una transformación que siembra nuevas estructuras cósmicas. Como el universo aún es joven, los astrónomos dependen de modelos y observaciones para reconstruir el ciclo de vida de las estrellas.
Las estrellas con masas de hasta aproximadamente 0,5 M☉ (la mitad de la masa del Sol) evitan el colapso del núcleo. Después de agotar el hidrógeno y el helio, se desprenden de sus capas externas y dejan atrás un núcleo denso y degenerado por electrones:una enana blanca.
Una enana blanca es el remanente de una estrella de baja masa. Su núcleo, compuesto principalmente de carbono y oxígeno, está sostenido por una presión de degeneración de electrones. Si bien no puede fusionar combustible, se enfría gradualmente a lo largo de miles de millones de años, irradiando su calor residual al espacio.
En la fase de gigante roja, el núcleo de una estrella se contrae mientras su envoltura exterior se expande. La fusión de helio en el núcleo produce carbono y oxígeno, y las capas externas de la estrella finalmente son expulsadas, formando una nebulosa planetaria brillante y dejando atrás una nueva enana blanca.
El límite de Chandrasekhar (1,4M☉) define la masa máxima que puede soportar una enana blanca. Las estrellas por debajo de este umbral terminan sus vidas como enanas blancas. Las estrellas más masivas superan este límite, colapsan en estrellas de neutrones y, si alcanzan unos 5 M☉ o más, pueden explotar como supernovas de colapso del núcleo, dejando atrás estrellas de neutrones o agujeros negros.
