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Una estrella llega al final de su vida cuando en su interior dejan de haber reacciones nucleares (las reacciones nucleares luchan contra la fuerza gravitacional de la estrella y evitan que se colapse). Si una estrella ha nacido con una masa equivalente a 10 veces la masa del Sol, las reacciones nucleares llegarán a su fin cuando su núcleo esté compuesto por carbono, rodeado por una capa de helio y un envolvente de hidrógeno. Cuando llega este momento la estrella se habrá expandido hasta 200 veces más que su tamaño inicial (fase denominada: gigante roja) y después, como ya no habrá presión generada por las reacciones nucleares la estrella comenzará a reducir su tamaño. Este proceso de decrecimiento se detendrá cuando los electrones de los átomos del núcleo de la estrella ya no puedan estar más apretados y ejerzan lo que se conoce como “presión de degeneración de los electrones”. Una vez que esta presión ha logrado frenar el colapso la estrella original es ahora un cuerpo celeste, llamado enana blanca [1], sin luz propia y entre cien y mil veces más pequeño que el Sol.
Estrellas que nacen en un rango de entre 10 y 40 masas solares tienen una muerte más "interesante". Al tener estas estrellas una mayor cantidad de átomos de hidrógeno en su núcleo (comparado con las estrellas poco masivas) llevan a cabo no solo más reacciones nucleares sino que lo hacen con mayor frecuencia. Es decir que, aunque hay mayor cantidad de material en su núcleo lo consumen de manera más acelerada, de ahí que vivan menos tiempo que las estrellas poco masivas. Por ejemplo, una estrella que nace con 10 masas solares, vive aproximadamente 9 millones de años, esto es, mil veces menos que el Sol.
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