Una estrella fusiona los elementos presentes en su núcleo para emitir calor y luz. Es el contenido dentro del núcleo el que determina cuánto tiempo vivirá la estrella. Durante la fusión, se libera una gran cantidad de energía que crea presión de radiación.
Primero, las estrellas fusionan el hidrógeno para formar helio, helio a berilio, etc., hasta que crea hierro. El hierro necesita una temperatura extremadamente alta (y presión) para fusionarse. La mayoría de las estrellas no fusionan hierro, por lo tanto, se quedan sin combustible pronto y dejan de crear presión de radiación.
Ahora, las estrellas son realmente pesadas, por lo que su atracción gravitacional es muy alta. La presión de radiación mantiene la gravedad bajo control. Cuando la estrella se queda sin combustible, la gravedad es la fuerza dominante y la estrella ya no puede sostenerse sin combustible (es por eso que se colapsa bajo su propio peso) y se contrae haciendo que la estrella sea más densa, después de que explota en una supernova y pierde La mayor parte de su masa.
Después de la supernova, puede ser una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de su densidad.
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