Astrofísica estelar

Este tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro conocimiento sobre su evolución es mera teoría, ya que su etapa en la secuencia principal tiene mayor duración que la actual edad del universo. Los astrofísicos consideran que deberían tener una evolución muy parecida a las estrellas de masa intermedia, a excepción de que en la fase final la estrella se enfriaría convirtiéndose tras un billón de años en una enana negra.

Nuestro Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central, pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer hasta que llega a una temperatura tan elevada que el helio entra en fusión y convierte en carbono. El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se expanden. Esa expansión convierte a la estrella en una gigante roja más brillante y fría que en su etapa en la secuencia principal.

Ciclo vital del Sol.

Durante esta fase, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio por la radiación que emana. A veces, las estrellas más masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en elementos más pesados, pero lo normal es que la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la presión de la gravedad transformándose en una enana blanca.

Son estrellas de rápida combustión. La corta extensión de sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas, pues solo aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no todas ellas- existen todavía.

Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce como de supergigante roja. Cuando sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusión, convirtiendo el helio en carbono, el carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio, y finalmente el silicio en hierro. Llegado a este punto, como el hierro no se fusiona, el núcleo de la estrella se colapsa, resultando de ello una explosión de supernova.

Imagen del Hubble de la Supernova 1994D(SN1994D)en la galaxia NGC 4526.

Se piensa que los restos de una supernova son generalmente una estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. En el caso de que la masa persistente de la estrella es de dos a tres veces la del Sol, la contracción continuará hasta formar un agujero negro.

Las estrellas binarias pueden seguir modelos de evolución mucho más complejos, podrían transferir parte de su masa a su compañera y generar una supernova.

Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy necesarias para la distribución de metales a través del espacio, sin ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas planetarios) estarían formados exclusivamente de hidrógeno y helio.