MUERTE DE UNA ESTRELLA

La muerte de una estrella está determinada por su masa, y comienza cuando se rompe el equilibrio hidrostático, es decir, la estrella se vuelve inestable cuando la presión térmica disminuye, y esto es consecuencia directa de la disminución del hidrogeno en el núcleo.

Cuando finalmente la estrella ha consumido el hidrógeno de su núcleo, ahora es básicamente una bola de helio, que comienza a colapsar sobre sí misma por falta de la presión térmica que mantenía el equilibrio. A medida que la estrella se comprime, su núcleo se calienta aún más, mientras que las capas exteriores, ligadas más débilmente, no soportan la diferencia de presión, por lo que se expanden y se enfrían. En este punto la estrella es una Gigante roja.

Las estrellas que tienen una masa entorno a las 2,5 masas solares no pueden seguir evolucionando, y queda una enana blanca.
Las enanas blancas son estrellas cuya materia está degenerada, y son los electrones los que originan la fuerza que frena el colapso gravitatorio. El tamaño de una enana blanca es aproximadamente de un planeta tipo Tierra. Su luminosidad es muy baja, y su densidad alcanza las 37 toneladas por centímetro cúbico. Además de tener una temperatura de 100000 K. Existe un límite de masa en el cual un núcleo estelar no produce una enana blanca, conocido como límite de Chandrasekhar, cuyo valor es en torno a las 1,4 masas solares.

Las estrellas con una masa superior a las 5 masas solares, lograrán fusionar los átomos que se generen en la fusión anterior. La estrella consigue un núcleo de hierro. En este momento la estrella ya ha alcanzado un tamaño impresionante, transformándose así en una supergigante roja.

Como ya no existe fusión nuclear, tampoco hay una presión térmica que haga frente al colapso gravitatorio, por lo que el núcleo de hierro se comprime y se calienta. Cada núcleo de hierro se descompone en 13 núcleos de helio y cuatro neutrones, absorbiendo la misma energía que se ha necesitado para obtener el hierro a partir de la fusión del helio. Los protones de los núcleos del helio se aniquilan con los electrones dando lugar a más neutrones y a la liberación de neutrinos. En este punto el núcleo, aún en proceso de contracción, es ahora mucho más pequeño, compuesto por neutrones, y su densidad alcanza las 270 millones de kilogramos por centímetro cúbico. La parte más central del núcleo se dilata, y el resto del núcleo cae sobre él, produciendo una enorme onda de choque, que reforzada con los neutrinos, proveerán la energía suficiente como para que la estrella explote como supernova. 

Una supernova deja un núcleo masivo con una gravedad tan alta que destroza sus átomos. Los protones y neutrones se aniquilan para formar una bola de neutrones que gira varias veces por segundo. El poderoso campo magnético de la estrella canaliza su radiación en dos rayos que escapan de los polos magnéticos de la estrella de neutrones. Si los rayos apuntan a nosotros la estrella de neutrones se denomina púlsar, ya que púlsa como un faro. 

Una estrella inicial con más de 15 masas solares no produce una estrella de neutrones luego de la explosión de la supernova. Los neutrones del núcleo remanente se descomponen en los quarks que lo forman, y el núcleo se vuelve tan denso que la luz no puede escapar de él. Se ha formado un agujero negro. El agujero negro, como absorbe toda la luz que recibe, no es directamente visible, pero si puede ser detectado mediante la influencia gravitatoria que produzca sobre objetos cercanos. Toda materia, inclusive estrellas, que estén dentro de la zona de influencia gravitatoria del agujero negro está destinada a caer sobre él en forma espiral y forma un anillo de gas denominado disco de acreción.
Sin lugar a dudas los agujeros negros son los objetos más enigmáticos de la astronomía.