El universo se compone de muchos tipos diferentes de estrellas. Puede que no se vean diferentes el uno del otro cuando miramos al cielo y simplemente vemos puntos de luz. Sin embargo, intrínsecamente, cada estrella es un poco diferente de la siguiente y, en comparación, cada estrella en la galaxia pasa por una vida útil que hace que la vida de un humano parezca un destello en la oscuridad. Cada uno tiene una edad específica, un camino evolutivo que difiere según su masa y otros factores. Un área de estudio en astronomía está dominada por la búsqueda de una comprensión de cómo mueren las estrellas. Esto se debe a que la muerte de una estrella juega un papel en el enriquecimiento de la galaxia después de su desaparición.
Los astrónomos consideran que una estrella comienza su vida como una estrella cuando la fusión nuclear comienza en su núcleo. En este punto, independientemente de la masa, se considera un Secuencia principal estrella. Esta es una "pista de vida" donde se vive la mayor parte de la vida de una estrella. Nuestro Sol ha estado en la secuencia principal durante aproximadamente 5 mil millones de años, y persistirá durante otros 5 mil millones de años más o menos antes de que se convierta en una estrella gigante roja.
La secuencia principal no cubre toda la vida de la estrella. Es solo un segmento de la existencia estelar, y en algunos casos, es una parte relativamente corta de la vida.
Una vez que una estrella ha agotado todo su combustible de hidrógeno en el núcleo, cambia la secuencia principal y se convierte en un gigante rojo. Dependiendo de la masa de la estrella, puede oscilar entre varios estados antes de convertirse en una enana blanca, una estrella de neutrones o colapsar sobre sí misma para convertirse en un agujero negro. Uno de nuestros vecinos más cercanos (galácticamente hablando), Betelgeuse se encuentra actualmente en su fase gigante roja. y se espera que vaya supernova en cualquier momento entre ahora y el próximo millón de años. En el tiempo cósmico, eso es prácticamente "mañana".
Cuando las estrellas de baja masa como nuestro Sol llegan al final de sus vidas, entran en la fase gigante roja. Esta es una fase un poco inestable. Eso es porque durante gran parte de su vida, una estrella experimenta un equilibrio entre su gravedad que quiere absorber todo y el calor y la presión de su núcleo que quiere expulsar todo. Cuando los dos están equilibrados, la estrella está en lo que se llama "equilibrio hidrostático".
En una estrella que envejece, la batalla se vuelve más difícil. Lo externoradiación La presión de su núcleo finalmente abruma la presión gravitacional del material que quiere caer hacia adentro. Esto permite que la estrella se expanda más y más al espacio.
Eventualmente, después de toda la expansión y disipación de la atmósfera exterior de la estrella, todo lo que queda es el remanente del núcleo de la estrella. Es una bola ardiente de carbono y otros elementos que brillan a medida que se enfría. Si bien a menudo se la conoce como estrella, una enana blanca no es técnicamente una estrella, ya que no sufre fusión nuclear. Más bien es un estelar retazo o restos, me gusta un negro agujero o una estrella de neutrones. Finalmente, este tipo de objeto será el único resto de nuestro Sol miles de millones de años a partir de ahora.
Una estrella de neutrones como una enana blanca o agujero negro, en realidad no es una estrella sino un remanente estelar. Cuando una estrella masiva llega al final de su vida, sufre una explosión de supernova. Cuando eso ocurre, todas las capas externas de la estrella caen sobre el núcleo y luego rebotan en un proceso llamado "rebote". El material despega hacia el espacio, dejando un núcleo increíblemente denso.
Si el material del núcleo se compacta lo suficiente, se convierte en una masa de neutrones. Una lata de sopa llena de material de estrellas de neutrones tendría aproximadamente la misma masa que nuestra Luna. Los únicos objetos que se sabe que existen en el universo con una densidad mayor que las estrellas de neutrones son los agujeros negros.
Los agujeros negros son el resultado de estrellas muy masivas que colapsan sobre sí mismas debido a la gravedad masiva que crean. Cuando la estrella llega al final de su ciclo de vida de la secuencia principal, la supernova resultante conduce la parte externa de la estrella hacia afuera, dejando solo el núcleo. El núcleo se habrá vuelto tan denso y tan abarrotado que es aún más denso que una estrella de neutrones. El objeto resultante tiene un tirón gravitacional tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar de su alcance.