Cuando una estrella está cerca del final de su vida en la fase gigante roja. Hay elementos más pesados además del hidrógeno, que inicialmente es el combustible principal para la estrella cerca de su núcleo. Estos elementos comprenden Helio, Carbono, etc., formados debido a la alta temperatura y presión creadas debido a la fusión y la gravedad de la masa de la estrella.
Cuando los elementos en esta fase de masa gigante roja no pueden experimentar más fusión, toda la energía en la estrella explota hacia afuera y esto se llama supernova. En este momento, el brillo de la supernova eclipsa a la galaxia en la que está presente, toda la materia cerca de la estrella es irradiada y arrojada al centro de masa de la estrella.
Ahora, dependiendo del tamaño de la estrella, es decir, si está por encima de 1,39 veces la masa de nuestro sol, que se llama límite de Chandrashekhar, se convertirá en un agujero negro. Si no es así, formará una estrella de neutrones o lo que llamamos una enana blanca.
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Un agujero negro tiene una gravedad muy alta y absorbe casi toda la masa que está presente en su vecindad.
Una estrella de neutrones también tiene una gran cantidad de gravedad, pero es débil en comparación con la de un agujero negro, aunque su fuerza de polarización magnética está fuera de los gráficos.
Podemos concluir diciendo que los restos de una estrella cerca de su masa original comprenden solo una de las dos masas anteriores. Mientras que hacia los confines exteriores de la supernova, puede haber muchos escombros que podrían ser los restos de los planetas que orbitaron la estrella. También habrá nubes de gas que están altamente ionizadas e irradian brillantemente.
