La masa de la estrella.
Consideremos una estrella que avanza alegremente, fusiona hidrógeno en helio y produce todo tipo de energía durante millones o miles de millones de años. Existe en un estado de equilibrio, donde la fuerza externa generada por la fusión nuclear se equilibra con la atracción interna de la propia gravedad de la estrella. Mientras tanto, la “ceniza” de helio se acumula en el núcleo de la estrella. Eventualmente, una de dos cosas va a suceder.
En el caso de las estrellas pequeñas, el suministro de hidrógeno se agotará después de mucho, mucho tiempo. El universo aún no tiene la edad suficiente para que esto haya sucedido, por lo que es un evento que no hemos presenciado. Una vez que el hidrógeno se agota, la estrella colapsará en un remanente de helio. Al ser pequeño, no tiene suficiente masa para desencadenar la fusión de helio y, por lo tanto, seguirá siendo un remanente de helio por el resto de su vida. Este es un tipo de enana blanca.
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Las estrellas del tamaño de nuestro Sol tienen un camino ligeramente diferente. A medida que el hidrógeno se agota (mucho más rápido debido a la velocidad de fusión más rápida) y la estrella se contrae, su masa es suficiente para iniciar la fusión del helio en carbono. Este es un proceso muy enérgico y la estrella pasará algún tiempo como un gigante rojo, fusionando helio en carbono en sus núcleos. Al igual que antes, estas estrellas eventualmente llegarán a la etapa donde no hay suficiente combustible en sus núcleos para la fusión y se contraerán, y una vez más hay un par de caminos: o la estrella es lo suficientemente masiva como para que el material en su núcleo comienza a fusionarse, o es demasiado pequeño y simplemente colapsará en un remanente degenerado.
El resultado final depende de la masa. Cuanto más masiva es la estrella, más lejos puede ir en la cadena de fusión. Las estrellas muy pequeñas, como se dijo anteriormente, terminarán siendo una enana blanca compuesta de helio. Las estrellas de tamaño medio como el Sol terminarán siendo enanas blancas de carbono u oxígeno. Algunas estrellas más masivas terminarán compuestas de oxígeno, neón y magnesio.
Incluso las estrellas más grandes tienen suficiente masa para fusionar el neón en hierro, y estas estrellas están destinadas a un camino diferente. Cuando la fusión en sus núcleos se agota, ya no podrán sostenerse contra el colapso y se convertirán en supernova. El más claro de estas estrellas formará estrellas de neutrones, mientras que las más pesadas se convertirán en agujeros negros.
Al final, sin embargo, se trata de la masa.
