Según la teoría de la evolución de las estrellas, el ciclo de vida de estas dependerá de su masa: las estrellas con baja masa eventualmente se convierten en enanas blancas; la vida de las estrellas con una gran masa termina con explosiones supernovas.
Aunque las estrellas parecen eternas a escala humana, nacen, viven y mueren como todo en la naturaleza. Según la hipótesis convencional de una nube de polvo de gas, una estrella nace como resultado de la compresión gravitacional de la nube gaseosa interestelar. Como tal nube forma por primera vez una protoestrella, la temperatura en su centro aumenta constantemente hasta que alcanza el límite requerido para que el movimiento térmico de las partículas supere el umbral después del cual los protones son capaces de superar las fuerzas macroscópicas de la repulsión electrostática mutua (Ley del coulomb) y reaccionar a la fusión termonuclear.
La reacción multietapa de la fusión termonuclear de 4 protones eventualmente formó un núcleo de helio (2 protones y 2 neutrones) y liberó toda una fuente de varias partículas elementales. Al final, la masa total de las partículas formadas es menor que la masa de los 4 protones originales; lo que significa que la energía libre se libera durante el proceso de reacción (Teoría de la Relatividad). Debido a esto, el núcleo interno de la estrella recién nacida se calienta rápidamente a temperaturas ultra altas; y su exceso de energía comienza a derramarse hacia su superficie menos caliente y hacia el exterior de la misma. Al mismo tiempo, la presión que actúa en el centro de la estrella comienza a crecer.
Así, al quemar hidrógeno en el proceso de reacción termonuclear, la estrella no permite que las fuerzas de atracción gravitatoria se comprimen a un estado súper denso; contrastando el colapso gravitatorio con la presión térmica interna continuamente renovable, lo que resulta en un equilibrio energético estable. Tomando lo referenciado anteriormente, sabemos que las estrellas en la etapa de combustión activa de hidrógeno se encuentran en la fase inicial de su ciclo de vida o evolución que podemos ver en el gráfico o diagrama de Hertzsprung-Russell. La transformación de algunos elementos químicos dentro de la estrella se llama fusión nuclear o nucleosíntesis.
En particular, el Sol se encuentra en la etapa activa de la combustión de hidrógeno en el proceso de nucleosíntesis activa durante unos 5 mil millones de años; y las reservas de hidrógeno en el núcleo para su continuación deberían ser suficientes para nuestra luminaria durante otros 5,5 mil millones de años. Cuanto más masiva es la estrella, mayor es el combustible de hidrógeno que tiene; pero para contrarrestar las fuerzas de colapso gravitacional tiene que quemar hidrógeno con una intensidad que supere la tasa de crecimiento de las reservas de hidrógeno a medida que aumenta la masa de la estrella. Por lo tanto, cuanto más masiva es la estrella, más corto es el tiempo de su vida. A continuación las principales denominaciones de estrellas.
Pero estará determinado por el agotamiento de las reservas de hidrógeno; y las estrellas más grandes literalmente se queman durante algunas decenas de millones de años. Las estrellas más pequeñas, por otro lado, viven cómodamente cientos de miles de millones de años. Así que, en esta escala, nuestro Sol se encuentra en el medio de ambas referencias. Pero, sin embargo, como cualquier estrella ya sea tarde o temprano agotará todo el combustible quemando su hidrógeno como una termonuclear. No obstante, no todo acaba así dependiendo de la masa de la estrella; un sol (y todas las estrellas que no lo superan en masa más de ocho veces) acaban con la vida de una manera muy banal.
A medida que las reservas de hidrógeno en las entrañas de las estrellas de las fuerzas de compresión gravitacional; esperando pacientemente esta hora desde el momento del nacimiento. Comienzan a prevalecer, y bajo su influencia la estrella comienza a encogerse y compactarse. Este proceso conduce a un efecto bidireccional: la temperatura en las capas directamente alrededor del núcleo de la estrella se eleva; hasta el nivel en el que el hidrógeno allí contenido finalmente reacciona a la fusión termonuclear con la formación de helio.
Las altas temperatura en su propio núcleo, que ahora consiste en helio, sube tanto que el propio helio en una especie de ceniza. La reacción primaria de desvanecimiento de la nucleosíntesis entra en una nueva reacción de fusión termonuclear; a partir de 3 núcleos de helio formados un núcleo de carbono. Este proceso de reacción secundaria de fusión termonuclear; alimentado por productos de reacción primaria, es uno de los momentos clave en el ciclo de vida de las estrellas.
Cuando el helio se quema en el núcleo de la estrella, se libera tanta energía que la estrella literalmente se hincha. En particular, la corteza del Sol en esta etapa de la vida se expandirá más allá de la órbita de Venus. Al mismo tiempo, la energía total de la radiación de la estrella permanece aproximadamente al mismo nivel que durante la fase principal de su vida. Pero como esta energía ahora se emite a través de un área de superficie mucho mayor; la capa externa de la estrella se enfría hasta la parte roja del espectro. La estrella se convierte en lo que llamamos una gigante roja.
Para las estrellas de la clase del Sol, después del agotamiento del combustible; que alimenta la reacción secundaria de la nucleosíntesis, de nuevo viene la etapa de colapso gravitacional, esta vez final. La temperatura dentro del núcleo ya no es capaz de elevarse al nivel requerido para iniciar el siguiente nivel de reacción termonuclear. Por lo tanto, la estrella se encoge hasta que las fuerzas de atracción gravitatoria son equilibradas por la siguiente barrera de potencia. En su papel está la presión del gas de electrones generado visto en límite de Chandrasekhar.
Los electrones, que hasta esta etapa desempeñaban el papel de extras desempleados en la evolución de la estrella; no participando en las reacciones de fusión nuclear y moviéndose libremente entre los núcleos. Los que están en proceso de síntesis; en una cierta etapa de compresión se ven privados de espacio vital y comienzan a resistir una mayor compresión gravitacional de la estrella. La condición de la estrella se estabiliza, y se convierte en una enana blanca degenerada; que emitirá calor residual al espacio hasta que se enfríe por completo. Las estrellas que son más masivas que nuestro Sol, están a la espera de un final mucho más espectacular.
Después de que se quema toda sus reservas de helio, su masa es suficiente para calentar el núcleo y la cáscara a las temperaturas necesarias; para desencadenar las siguientes reacciones de nucleosíntesis con el carbono, luego silicio, magnesio y así sucesivamente, a medida que crecen las masas nucleares. Al comienzo de cada nueva reacción en el núcleo de la estrella, la anterior continúa en su caparazón. De hecho, todos los elementos químicos hasta el hierro, que componen el universo; se formaron como resultado de la nucleosíntesis en las entrañas de estrellas moribundas de este tipo.
Pero el hierro es el límite, no se puede utilizar como combustible para reacciones de fusión nuclear o decaimiento a cualquier temperatura y presión; ya que tanto su decaimiento como la adición de núclidos adicionales requieren una afluencia de energía externa. Como resultado, la estrella masiva acumula gradualmente un núcleo de hierro dentro de sí misma; que no es capaz de servir como combustible para ninguna otra reacción nuclear.
Tan pronto como la temperatura y la presión dentro del núcleo alcanzan un cierto nivel. Los electrones comienzan a interactuar con los protones de los núcleos de hierro, lo que resulta en neutrones. Y en un período muy corto de tiempo algunos teóricos creen que toma unos segundos; en el que los electrones que han estado libres a lo largo de la evolución anterior se disuelven literalmente en los protones de los núcleos de hierro. Toda la materia del núcleo de la estrella se convierte en un coágulo sólido de neutrones y comienza a reducirse rápidamente en colapso gravitacional.
A medida que la presión del gas degenerado, que lo está contrarrestando, cae a cero. La capa exterior de la estrella, de la que se elimina de cualquier soporte, se derrumba hacia el centro. La energía de la colisión de la capa externa colapsada con el núcleo de neutrones. Es tan alta que rebota y vuela en todas las direcciones del núcleo a gran velocidad; y la estrella literalmente explota en un destello deslumbrante de una supernova. En cuestión de segundos; una supernova puede liberar más energía al espacio de la que emiten todas las estrellas de la galaxia combinadas durante el mismo tiempo.
Después de una llamarada de supernova y un arco que se dispersa en estrellas que pesan alrededor de 10-30 masas solares; el colapso gravitacional en curso conduce a la formación de una estrella de neutrones. Cuya sustancia se encoge hasta que comienza a sentir la presión de los neutrones degenerados en otras palabras; ahora los neutrones al igual que los electrones solían hacer comienzan a resistir una mayor compresión, lo que requiere espacio.
Esto suele ocurrir cuando la estrella alcanza un tamaño de unos 20 km de diámetro. El resultado es una estrella de neutrones de rotación rápida que emite pulsos electromagnéticos con la frecuencia de su rotación; Finalmente, si la masa del núcleo de la estrella supera las 30 masas solares, nada puede detener su colapso gravitacional adicional; dando forma un agujero negro como resultado de un brote de supernova.
