• Nebulosas planetarias
• Enanas Blancas
• Límite de Chandrasekhar

Tenemos nuestra estrella supergigante con un núcleo de carbono inerte en contracción rodeado de dos capas fuentes la más próxima de fusión de helio y la mas alejada de fusión de hidrógeno. La contracción no aumenta la temperatura lo suficiente para fusionar el carbono y podemos decir que el núcleo "muere", es decir no se producen más reacciones nucleares. Pero la densidad aumenta mucho y ya no puede comprimirse más, los electrones se degeneran otra vez y la presión ejercida por ellos detiene la contracción y la temperatura deja de subir. Las capas fuentes, exteriores al núcleo, siguen fusionando helio e hidrógeno y la energía producida expande las capas más exteriores de la estrella.

Ahora se inician inestabilidades que se desarrollan en la capa fuente de fusión del He que se deben a su pequeño espesor, cuando la fusión del He se inicia por el aumento de temperatura, la presión no aumenta suficiente para expandir las capas exteriores y la reacción es en régimen explosivo, flash de capa fuente de He. Durante este periodo también ocurren reacciones nucleares en la capa fuente de H. Estas pulsaciones térmicas o flash de He de la capa fuente hace que las capas más exteriores de la estrella se pueden separar completamente del núcleo inerte de carbono. Conforme la materia eyectada se expande en el espacio se enfría y se condensa en granos de polvo. La presión de radiación del núcleo caliente actúa ayudando a la eyección de las capas externas. Una estrella puede perder más de la mitad de su masa de ésta forma.

Con el tiempo resulta un objeto inusual, constituido por dos partes, en el centro un núcleo muy denso y caliente de carbono. Separado del núcleo una capa esférica de materia fría y poco densa que es la envoltura eyectada por la supergigante que tiene un volumen del tamaño de nuestro sistema solar, tal objeto recibe el nombre de Nebulosa planetaria (figura 3-1-6 )

Estas no tienen nada que ver con los planetas a pesar de su nombre, este se debe a que cuando fueron descubiertas en el siglo pasado con los pequeños telescopios se asemejaba su imagen a la de los planetas. Algunas tienen forma esférica debida a la simetría con la que los gases fueron expulsados pero otras no, debido a que la expansión no es igual en todas las direcciones. Hay de 20 000 a 50 000 Nebulosas planetarias en nuestra Galaxia. Las observaciones espectroscópicas muestran líneas de emisión de hidrógeno, oxígeno, y nitrógeno ionizados. Por los desplazamientos Doppler de las líneas podemos deducir la velocidad de expansión del gas de 10 a 30 km s^-1. Los radios típicos del orden de 0.3 pc, luego la expansión empezó hace unos 10 000 años.

La vida de la Nebulosa planetaria es muy corta, se diría que pasa volando astronómicamente hablando, unos 50 000 años, después de los cuales se ha separado mucho de la estrella central y acaba diluyéndose en el medio interestelar. Se estima que todas las Nebulosas planetarias de la Galaxia contribuyen con una masa de 5 M_¤ al medio interestelar cada año, por tanto ellas juegan un importante papel en la evolución química de la Galaxia.

Cuando la fase de nebulosa planetaria termina podemos observar el núcleo de la supergigante roja que se ha contraído a un tamaño como él de la Tierra y constituido por un gas de electrones degenerados y que no tiene fuentes de energía pero que emite luz debido a su temperatura. Esta estrella pequeña tiene una superficie caliente y de color blanco, recibe el nombre de enana blanca y representa la muerte de las estrellas poco masivas.

Las estrellas poco masivas mueren como enanas blancas y las más masivas concluyen su vida de una forma espectacular mediante una gigantesca explosión que se conoce como supernova, dando lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro dependiendo de la masa del núcleo que queda después de la explosión.

El núcleo colapsado en el centro de la Nebulosa planetaria tiene una temperatura del orden de 100 000K y una masa inferior a 1.4 masas solares y evoluciona a enana blanca. Conforme se va enfriando, puesto que no hay reacciones nucleares ni contracción en el núcleo, se va desplazando en el diagrama H-R hacia abajo, camino de la zona de las enanas blancas.

Una enana blanca típica tiene una temperatura superficial de casi 15 000 K, unas tres veces la del Sol, pero su brillo es menos del 1% del solar. Debido a su pequeño tamaño, similar al de los planetas, la superficie emisora es muy pequeña y su masa inferior a 1.4 masas solares, por consiguiente su densidad es muy alta, del orden de una tonelada por cm³ (10⁹ kg m^-3) una cucharilla de café llena de materia de enana blanca pesaría unas 5 toneladas, tanto como un elefante.

La masa máxima de una enana blanca es 1.4 M_¤ , es el llamado límite de Chandrasekhar y es la cantidad máxima de masa que puede soportar la presión de degeneración de los electrones.

Una de las primeras enanas blancas descubiertas fue la compañera de Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo, llamada Sirio B, la enana blanca tiene una temperatura de unos 30 000K.

Conforme la estrella muerta se enfría las partículas disminuyen su velocidad y ya no se mueven libremente sino que se ordenan en una red cristalina. Podemos decir que la enana blanca es ahora sólida y los electrones se mueven libremente en la red cristalina, igual que los electrones normales se mueven en un conductor. Así la materia de una enana blanca vieja tiene muchas propiedades similares al cobre o a la plata. Además, como un diamante es carbono cristalizado, una enana blanca fría de carbono se parece a un inmenso diamante esférico.

Aunque se enfría su tamaño permanece constante ya que la presión de degeneración no depende de la temperatura sino de la densidad. Sin embargo, la luminosidad disminuye al disminuir la temperatura superficial. Después de mil millones de años se hará una enana negra y su temperatura será 0K. Esto le ocurrirá al Sol cuando finalice su fase de gigante roja, será un diamante esférico frío y oscuro del tamaño de la Tierra.