Evolución Esetelar: Parte II

Clase del Jueves 31 de Julio de 2008
La Muerte de las Estrellas
Una vez agotado el hidrógeno en el núcleo de la estrella, ella comienza una serie de procesos poco estables que la llevarán inevitablemente a su "muerte".

Si la estrella tiene poca masa, como es el caso de las enanas rojas, ésta tardará muchos miles de millones de años en quemar su hidrógeno, y al no tener una fuente interna de calor que frene la compresión comenzará a contraerse lentamente, generando calor por solo por compresión. Esta compresión no es indefinida ya que llegado un cierto punto "presión de degeneración" de los electrones frena toda posibilidad de mayor compactación, y no teniendo otra posibilidad, la estrella comenzará a enfriarse lentamente hasta convertirse en una "enana negra". Dabido a la larga vida que puede alcanzar una enana roja (unos 30 mil millones de años o más), la edad del universo no ha dado tiempo a que ninguna de ellas haya alcanzado este oscuro final.

Estrellas de masa mediana como nuestro Sol quemaran su hidrógeno en un periodo más breve. En unos 10 mil millones de años el núcleo de nuestra estrella acabará su dotación de hidrógeno haciendo que ésta se contraiga y genere así más temperatura, esto llevará a que el hidrógeno adyacente al núcleo pueda alcanzar la temperatura de fusión haciendo que la estrella se expanda y su superficie se enfría (etapa subgigante roja). Mientras tanto al nucleo continúa contrayéndose y una vez alcanzados los 100 millones de grados los núcleos de helio son capaces de fusionarse para formar carbono.