Cuando una estrella masiva corre de combustible de fusión en su núcleo, se colapsa debido a su propia gravedad. La energía liberada por la región central que colapsa rápidamente crea una onda de choque que expulsa las capas externas de la estrella en una explosión de supernova, antes de que el resto de la estrella pueda colapsar.
Solo si la parte central que sufre un colapso pesa más de aproximadamente 3-5 soles, se producirá un agujero negro.
Para tener un núcleo de 3 a 5 veces la masa del sol, la estrella en sí misma necesita ser 25 veces más grande que el sol o más durante su existencia de secuencia principal. (Una vez que una estrella abandona la secuencia principal, pierde rápidamente masa a medida que sus capas más externas se desprenden, por lo que puede ser sustancialmente menos masiva en el momento de su colapso final)
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Si el núcleo está entre 1,4 y 3 masas solares, no hay suficiente masa para colapsar completamente en un agujero negro, y el resultado es una estrella de neutrones.
Por lo general, se necesita una estrella de entre 8 y 25 masas solares para tener un núcleo en ese rango de masa.
Las estrellas de menos de aproximadamente 8 masas solares no son lo suficientemente masivas como para que su colapso final del núcleo produzca suficiente energía para crear una supernova. En cambio, las capas externas son expulsadas en un proceso más suave y gradual que produce una nebulosa planetaria. Las regiones centrales restantes tendrán menos de 1.4 masas solares y formarán una estrella enana blanca.
Las estrellas sustancialmente menos masivas que el sol pueden no colapsarse en absoluto. En cambio, debido a que son completamente convectivos, sin una capa radiante que separe sus núcleos de fusión de sus capas externas, quemarán TODO su hidrógeno hasta que no quede nada más que helio, y luego se desvanecerán lentamente en la oscuridad, terminando como un objeto aproximadamente el tamaño de Júpiter hecho principalmente de helio en lugar de hidrógeno gaseoso. Al menos eso es lo que nos dicen nuestros modelos. Nunca hemos observado morir a ninguna estrella de esta manera, porque estas pequeñas estrellas tardan más de un billón de años en quemarse a través de su hidrógeno y el universo aún no tiene la edad suficiente para que ninguna de ellas haya muerto.
Los modelos actuales indican que cuando nuestro sol finalmente muera, la enana blanca resultante tendrá aproximadamente 0.5 la masa que tiene actualmente el sol, y el resto de la masa del sol habrá sido arrastrada hacia la nebulosa planetaria.
