Las estrellas masivas brillan intensamente, pero durante breve tiempo: su luminosidad apenas se mantiene unos pocos millones de años.

La gran mayoría de estrellas son, o bien enanas mortecinas de combustión lenta, o astros parecidos al Sol que, aunque posean un poco más de masa y brillen algo más que éste, siguen el mismo patrón básico de evolución y mantienen el mismo tamaño, color y brillo durante la mayor parte de su vida, antes de expandirse y enfriarse para convertirse en gigantes anaranjadas o rojas, al empezar a agotar su combustible.
Sin embargo, una pequeña proporción son, textualmente, «superestrellas» dotadas de tanta masa que pueden adoptar otro camino evolutivo a lo largo de toda su existencia. El enorme peso de la materia que comprime estas estrellas permite que su núcleo alcance temperaturas enormes, de alrededor de 20 millones de grados C, muy superiores a las que se dan en el núcleo del Sol. En estas condiciones extremas, pasa a dominar el núcleo de la estrella un nuevo tipo de fusión nuclear. En lugar de contentarse con comprimir los átomos de hidrógeno para crear helio, las estrellas de gran masa son capaces de forzar los átomos de hidrógeno a fusionarse con los de elementos pesados, como el carbono, creando elementos aún más pesados, como el nitrógeno y el oxigeno, antes de que el oxigeno se escinda para recrear el carbono original, más un nuevo núcleo de helio.
Los astrónomos llaman a esto «ciclo de fusión CNO», para distinguirlo de la fusión normal protón-protón (ciclo p-p). La diferencia puede parecer académina, pero el ciclo CNO permite que se acumule helio con mucha más rapidez. El aumento de la tasa de reacción hace que la estrella brille mucho más, pero también hace el papel de catalizador en una reacción química tradicional: acelera el proceso pero, al terminar éste, queda intacto.
En todas las estrellas se produce cierto grado de fusión CON, pero en las parecidas al Sol domina la fusión normal, el ciclo p-p. En las de mayor tamaño, el ciclo CNO puede consumir el suministro de hidrógeno del núcleo en unos pocos millones de años. La energía puede irradiar con tal intensidad que la estrella se hincha hasta alcanzar proporciones de gigante roja. Con la expansión, la temperatura de la superficie desciende, pero la radiación es tan potente qye la estrella puede seguir brillando sobre todo en luz azul, blanca o amarilla.

Las estrellas más calientes pueden cambiar incluso durante su breve periodo de combustión de hidrógeno. Las estrellas Wolf-Rayet son un tipo de espectaculares supergigantes blancas con vientos estelares tan poderosos que pueden arrancar sus propias capas externas, lo que causa que la estrella pierda la mitad de su peso, tal vez hasta 50 masas solares de material, en el curso de su periodo de permanencia en la secuencia principal. Las estrellas Wolf-Rayet están rodeadas de los restos resplandecientes de su propia atmósfera, con frecuencia ricos en elementos «pesados», como carbono, nitrógeno y oxigeno.
Las estrellas que se expanden al tamaño de supergigantes están condenadas a una muerte súbita y violenta. Cuando se expanden aun más se convierten en supergigantes rojas, las mayores estrellas del universo, con diámetros tan enormes que, si cambiáramos el Sol por una de ellos, alcanzaría fácilmente la órbita de Saturno (2.900 millones de kilómetros de diámetro). Las supergigantes de más edad se hacen cada vez más inestables y arrojan al espacio enormes capas de materia que a menudo oscurecen la propia estrella. Dentro de ese capullo, la estrella se lanza a su destino evolutivo final: una explosión de supernova.

- [Fuente Original]

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...por Redacción