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Respuesta:
espero te ayude :)
Explicación:
Cuando alcanzan el final de su larga evolución, las estrellas más pequeñas, aquellas con menos de 8 veces la masa total del Sol, se convierten normalmente en enanas blancas.
Estas viejas estrellas son increíblemente densas. Una cucharadita de su materia pesaría en la Tierra tanto como un elefante de 5,5 toneladas. Las enanas blancas tiene típicamente una centésima parte del radio solar, pero su masa es aproximadamente la misma.
Las estrellas como el Sol fusionan hidrógeno a helio en sus núcleos. Las enanas blancas son estrellas que agotaron todo el hidrógeno que utilizaban como combustible nuclear.
La fusión en el núcleo de una estrella produce calor y presión hacia el exterior, pero esta presión se equilibra por la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella. Cuando el hidrógeno utilizado como combustible se agota y la fusión se ralentiza, la gravedad hace que la estrella se colapse.
A medida que la estrella se condensa y se compacta se calienta aún más, quemando el hidrógeno remanente y haciendo que sus capas exteriores se expandan hacia afuera. En esta fase, la estrella se convierte en una gigante roja.
Dado el gran tamaño de una gigante roja, su calor se expande y las temperaturas de la superficie son predominantemente frías, aunque su núcleo sigue siendo caliente. Las gigantes rojas existen sólo un corto período de tiempo de quizá mil millones de años, si lo comparamos con los diez mil millones que puede pasar la misma estrella quemando hidrógeno, como el Sol.
Las gigantes rojas son lo bastante calientes como para convertir el helio de su núcleo, logrado a partir de la fusión del hidrógeno, en elementos pesados como el carbono. Pero la mayoría de las estrellas no son lo bastante masivas como para crear la presión y calor necesarios para la combustión de elementos pesados, por lo que la fusión y la producción de calor se detienen.
Otras encarnaciones
Estas estrellas finalmente expulsan el material de sus capas exteriores, lo que crea una envoltura de gas en expansión conocida como nebulosa planetaria. Dentro de esta nebulosa, el núcleo continúa calentándose y contrayéndose como enana blanca, con temperaturas superiores a los 180.000 grados Fahrenheit (100.000 grados Celsius).
Finalmente, tras decenas o cientos de miles de millones de años, una enana blanca se enfría hasta convertirse en una enana negra, que no emite energía. Dado que las estrellas más antiguas del universo sólo tienen entre 10.000 millones y 20.000 millones de años, no se conocen aún enanas negras.
La estimación del tiempo que tardan las enanas blancas en enfriarse puede ayudar a los astrónomos a aprender más sobre la edad del universo.
Pero no todas las enanas blancas pasarán milenios enfriándose. Las que se encuentran en un sistema de estrella binaria pueden tener un impulso gravitatorio lo bastante fuerte como para reunir material de una estrella vecina. Cuando una enana blanca reúne masa suficiente de este modo, alcanza un nivel llamado el límite de Chandrasekhar. En este punto la presión de su núcleo será tan grande que se producirá una fusión fuera de control y la estrella detonará en una supernova termonuclear