Gigantes Rojas

Al consumirse el hidrógeno combustible en una estrella, su producción de energía disminuye, y el núcleo inicia su colapso. El hidrógeno no quemado de la periferia se convierte gradualmente en helio (que se acumula en el núcleo) y la radiación resultante detiene la contracción general.

Pero el colapso del núcleo prosigue hasta alcanzar una temperatura aun mayor, para quemar el helio y producir más elementos más pesados. Ese proceso continua hasta que el núcleo de helio alcanza del 10 al 15% de toda la masa de la estrella, cuando alcanza el limite de Schönberg-Chandrasekhar (2) momento en que el núcleo tiene que empezar a contraerse. Bajo su propio peso y el de las capas externas, el núcleo se contrae rápidamente, la envoltura circundante se expande y la estrella se convierte en una gigante roja. En ese tiempo, el núcleo en contracción se calienta hasta el punto que el helio que contiene y produce carbono: este impide que el núcleo sigue colapsando. En unos cuantos cientos de millones de años la estrella se expande y se convierte en una gigante roja, muy luminosa, aunque relativamente fría. Por ejemplo; el sol alcanzara esa fase dentro de 5000 millones de años y será tan grande que engullirá la tierra.

Chandrasekhar calculo que una estrella fría de mas de aproximadamente una vez y media la masa del sol no seria capas de soportar su propia gravedad (limite de Chandrasekhar ) ; o sea que la masa del núcleo de helio de una estrella, sea del 10 al 15 % de su masa total.

Enanas Blancas

Una estrella puede permanecer como gigante y supergigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga, y puede terminar en una enana blanca. Es una estrella pequeña (del tamaño, mas o menos, de la tierra), pero 1 000 000 mas densa que el agua, con una temperatura superficial de pocas decenas de miles de grados, y luminosidad muy baja: unas mil veces inferior a la del sol.

Enana Negra

Cuando el núcleo de una estrella tiene una masa final en esa fase de menos de 1.4 masas solares (limite de Chandrasekhar), su colapso se detiene en la fase de enana blanca. El movimiento de los electrones en su interior ejerce una presión hacia fuera (presión de degeneración) (3) contra la fuerza gravitatoria, que de otro modo haría que la estrella colapsase mas. Con el tiempo, se radían el calor y la luz restantes, y la estrella se convierte en una enana negra.

Aunque una estrella inicie su actividad con una masa muy superior al limite de Chandrasekhar, es posible que su colapso final se detenga en la fase de enana blanca si puede eliminar su exceso de masa en algún momento. La presión de radiación por ejemplo, crea un viento estelar que puede aventar ese material al exterior. De ahí se forman las nebulosas planetarias, y su estrella madre puede terminar con una masa al limite de 1.4 de la masa solar. Ese viento estelar se produce con frecuencia en las brillantísimas gigantes rojas. Las estrellas de 4 a 8 masas solares se convierten en supergigantes rojas, que terminan produciendo una explosión de supernova.