Cuando dices “estrellas”, probablemente estés pensando en estrellas de secuencia principal. En esa etapa de sus vidas, las estrellas fusionan hidrógeno en helio en su núcleo. Las altas temperaturas requeridas para la fusión corresponden a partículas de rápido movimiento, lo que crea una presión térmica (piense [math] PV = nRT [/ math]). La estrella autorregula su fusión de modo que la fuerza externa debida a esta presión térmica contrarresta perfectamente la fuerza interna de la gravedad. Este estado de equilibrio se conoce como equilibrio hidrostático .
Algunas estrellas (particularmente las masivas) eventualmente ya no podrán fusionarse porque se fusionaron lo suficiente como para formar núcleos de hierro, y el hierro es el punto final natural para las reacciones de fusión. Cuando esto sucede, el núcleo ya no puede contrarrestar la fuerza de la gravedad y se derrumba sobre sí mismo. Dependiendo de las condiciones precisas, estos “colapsos del núcleo” pueden provocar la formación de agujeros negros o una explosión de supernova.
Otros puntos finales de la evolución estelar también son estables y no colapsan sobre sí mismos, pero evitan este destino a través de un mecanismo diferente. Las estrellas de neutrones y las enanas blancas están compuestas de materia degenerada, por lo que contrarrestan la gravedad con un tipo diferente de presión: presión de degeneración (neutrones o electrones, respectivamente) . Esta presión surge esencialmente de densidades extremadamente altas que hacen que las partículas se acerquen entre sí más de lo que les gustaría, de modo que se empujan una contra la otra.
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