Fusión Nuclear

Sin embargo, estrellas masivas, varias veces más grandes que nuestro Sol, pueden crear supernovas cuando su proceso de fusión del núcleo agota el combustible. La fusión proporciona una constante presión hacia el exterior, que coexiste en equilibrio con la atracción gravitacional hacia el interior de la propia estrella. Cuando la fusión se ralentiza,  la presión cae y el núcleo de la estrella se condensa, volviéndose más caliente y denso.

En apariencia, esas estrellas comienzan a crecer, hinchándose hasta convertirse en gigantes rojas. Sin embargo, su núcleo sigue reduciéndose, haciendo que la formación de la supernova sea inminente. Cuando el núcleo de una estrella se contrae hasta un punto crítico, se libera una serie de reacciones nucleares.  Esta fusión evita durante un tiempo el colapso del núcleo, mientras su compuesto principal no sea el hierro, pues éste no puede mantener la fusión. En un microsegundo, el núcleo alcanza temperaturas de miles de millones de grados centígrados. Los átomos de hierro se contraen tanto que las fuerzas de repulsión de sus núcleos crean una contracción del núcleo que hace que la estrella explote en una supernova generando poderosas ondas de choque.

  

Las supernovas también se pueden formar en un sistema solar binario. Estrellas más pequeñas, de hasta ocho veces la masa de nuestro Sol, suelen evolucionar en enanas blancas. Una estrella de ese tamaño es muy densa y sin embargo tiene suficiente atracción gravitacional como para recibir material de la segunda estrella del sistema si está lo suficientemente cerca.

Si la enana blanca supera así el límite de Chandrasekhar, la presión de su núcleo será tan grande que se fusionará y se producirá una gran explosión termonuclear (supernova). Una supernova puede iluminar el cielo durante semanas y la transferencia de material y energía deja atrás una estrella muy diferente. Solamente quedará una estrella de neutrones, muestra de la anterior existencia de la supernova. Estas estrellas de neutrones emiten ondas de radio en flujo constante o en ráfagas intermitentes.

Si la estrella es tan masiva (al menos diez veces el tamaño del Sol) que deja atrás un núcleo muy grande, tendrá lugar un fenómeno distinto. Debido a que este núcleo no tiene energía suficiente para fusionarse, y no produce presión hacia el exterior, puede ser atrapado por su propia gravedad y convertirse en un agujero cósmico de energía y materia: un agujero negro.