Aproximadamente el 75% de la masa de dicha estrella será hidrógeno, y aproximadamente el 10% de esa cantidad estará disponible para la fusión en una estrella normalmente convectiva. De eso, aproximadamente el 0.7% se liberará como energía; el resto termina en helio y continuará experimentando fusión. Otras etapas de fusión son relativamente poco importantes porque la combustión de hidrógeno libera la mayor parte de la luminosidad de la vida de una estrella.
Entonces, alrededor del 0.05% de la masa se irradiará como energía. En este caso, eso es aproximadamente 18 mil millones de billones de kilogramos, o aproximadamente dos billones de billones de billones de billones de julios equivalentes.
Con 15-20 masas solares, estás viendo una débil supernova tipo II-P, por lo que terminas con una estrella de neutrones. Aproximadamente el 10% de la masa se expulsará en una explosión de neutrinos. Después de eso, una fracción sustancial pero variable se expulsaría como materia.
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