Mientras que la fusión nuclear produce presión hacia afuera, la gravedad proporciona presión hacia adentro, y estas dos fuerzas están en perfecto equilibrio, llamado equilibrio hidrostático.
El equilibrio hidrostático se mantiene a lo largo de la vida útil de la estrella, hasta que la estrella se queda sin combustible en el punto en que disminuye la presión hacia el exterior, la gravedad se hace cargo y la estrella colapsa en:
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Estrellas masivas
Cuanto más masiva es una estrella, mayor es su influencia gravitacional. Como tal, cuanto más masiva es la estrella, más hidrógeno necesita fusionarse para producir suficiente presión para resistir su propia gravedad. A medida que las estrellas masivas pasan por su combustible a un ritmo mucho más alto, su vida útil es sustancialmente más corta. Sin embargo, brillan con una luminosidad mucho mayor.
Energía de unión nuclear
Además del aumento de la velocidad de fusión de las estrellas masivas, existe otro fenómeno que es relevante para la corta vida útil de estas estrellas. El hidrógeno es el más fácil de fusionar y produce la mayor cantidad de energía, por lo que este es el primer combustible que atravesará una estrella, fusionándolo en elementos cada vez más pesados. Sin embargo, las estrellas jóvenes no llegarán tan lejos en la cadena, ya que no tienen presiones suficientes. Pero las estrellas muy masivas sí, y a medida que se fusionan elementos más ligeros, el aumento de elementos más pesados produce una acumulación.
Arriba hay una imagen de la “energía de unión nuclear” de una selección de elementos por peso atómico. La diferencia de altura da una idea aproximada de cuánta energía se libera por fusión de cada elemento.
Hierro
Las estrellas muy masivas eventualmente llegarán a un punto donde los elementos más pesados se fusionan hasta llegar al hierro, lo que indica que la estrella se está acercando a su muerte. El hierro no produce energía neta, lo que significa que necesita tanta energía para la fusión como la obtiene. Como no se produce energía neta, la gravedad eventualmente se hará cargo y la estrella colapsará. Si bien toma alrededor de 10 mil millones de años para que una estrella como nuestro sol alcance su punto final, una estrella veinte veces su masa solo vivirá durante unos 10 millones de años.
Baja masa
Por el contrario, las estrellas de baja masa tienen una temperatura y presión mucho más bajas, ya que su gravedad es mucho más baja. Como tal, pueden brillar durante miles de millones de años. Las estrellas de menor masa son las enanas rojas. Tal estrella con una décima parte de la masa del Sol continuará quemando combustible por hasta 10 billones de años.