Vida estelar

En este preciso momento el Sol transforma cada segundo 620 millones de toneladas de hidrógeno en 616 millones de toneladas de helio, transformando las cuatro toneladas de materia restantes en la energía que da lugar a la luz del Sol. El hidrógeno, el elemento más ligero de la naturaleza, es el combustible de las estrellas, siendo el helio su deshecho. La estrella vive la mayor parte de su existencia de esta forma. Sin embargo, con el tiempo, el hidrógeno se agota y la estrella debe utilizar otro combustible o dejar de brillar. Estrellas como el Sol, o mas grandes, logran generar en su centro temperaturas suficientes para utilizar el helio como combustible, generando carbono y oxígeno como deshecho.

Cuanto mayor es el tamaño de la estrella, mayor es la temperatura que se puede alcanzar en su interior, por lo que es mayor el número de transformaciones que puede hacer con su masa. A medida que se producen más reacciones nucleares, menos eficientes son los combustibles, por lo que extienden cada vez menos la vida del planeta. El hierro es el último elemento que se obtiene, por lo que implica el colapso de la estrella, contrayéndose a velocidades de hasta 70.000 kilómetros por segundo.

El núcleo de la estrella se vuelve tan denso que logra frenar abruptamente el colapso produciéndose un rebote que hace el núcleo de la estrella empuja el gas que está fuera de la zona central a velocidades superiores a 30.000 kilómetros por segundo. Al ser existir unas condiciones tan extremas, se producen nuevas reacciones nucleares que originan nuevos elementos más pesados que el hierro, como: el cobre, el níquel, el oro y los demás metales que existen en el Universo

Cuando las estrellas masivas ya no pueden fusionar más su agotado núcleo se contraen repentinamente debido a la presión de degeneración de los electrones, y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de ésta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo, lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo, sino todo, el material que la formaba.