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La evolución estelar es el proceso por el cual una estrella cambia con el paso del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida útil puede variar desde unos pocos millones de años para las más masivas hasta billones de años para las menos masivas, lo que es considerablemente más largo que la edad actual del universo . La tabla muestra la vida útil de las estrellas en función de sus masas. [1] Todas las estrellas se forman a partir del colapso de nubes de gas y polvo, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares . A lo largo de millones de años, estas protoestrellas alcanzan un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como estrella de secuencia principal .
La fusión nuclear alimenta a una estrella durante la mayor parte de su existencia. Inicialmente, la energía se genera mediante la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, a medida que la preponderancia de los átomos en el núcleo se convierte en helio , las estrellas como el Sol comienzan a fusionar hidrógeno a lo largo de una capa esférica que rodea el núcleo. Este proceso hace que la estrella vaya creciendo gradualmente en tamaño, pasando por la etapa subgigante hasta llegar a la fase de gigante roja . Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden comenzar a generar energía mediante la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados a lo largo de una serie de capas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa formando una densa enana blanca y las capas exteriores son expulsadas como una nebulosa planetaria . Las estrellas con alrededor de diez o más veces la masa del Sol pueden explotar en una supernova cuando sus núcleos de hierro inertes colapsan en una estrella de neutrones o un agujero negro extremadamente denso . Aunque el universo no tiene la edad suficiente para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que poco a poco se volverán más brillantes y más calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa. [2]
La evolución estelar no se estudia observando la vida de una sola estrella, ya que la mayoría de los cambios estelares ocurren demasiado lentamente para ser detectados, incluso a lo largo de muchos siglos. En cambio, los astrofísicos llegan a comprender cómo evolucionan las estrellas observando numerosas estrellas en distintos momentos de su vida y simulando la estructura estelar utilizando modelos informáticos .
La evolución estelar comienza con el colapso gravitacional de una nube molecular gigante . Las nubes moleculares gigantes típicas tienen aproximadamente 100 años luz (9,5 × 10 14 km) de ancho y contienen hasta 6.000.000 de masas solares (1,2 × 10 37 kg ). A medida que colapsa, una nube molecular gigante se rompe en pedazos cada vez más pequeños. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa libera energía potencial gravitacional en forma de calor. A medida que su temperatura y presión aumentan, un fragmento se condensa en una bola giratoria de gas supercaliente conocida como protoestrella . [3] Las estructuras filamentosas son verdaderamente omnipresentes en la nube molecular. Los densos filamentos moleculares se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, que son los precursores de las estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En los filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasi periódicas de núcleos densos con un espaciado comparable al ancho interior del filamento, y dos protoestrellas incrustadas con salidas de gas. [4]
Una protoestrella continúa creciendo mediante la acumulación de gas y polvo de la nube molecular, convirtiéndose en una estrella previa a la secuencia principal cuando alcanza su masa final. Un mayor desarrollo está determinado por su masa. La masa normalmente se compara con la masa del Sol : 1,0 M ☉ (2,0 × 10 30 kg) significa 1 masa solar.
Las protoestrellas están rodeadas de polvo y, por tanto, son más fácilmente visibles en longitudes de onda infrarrojas . Las observaciones del Explorador de Infrarrojos de Campo Amplio (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares padres . [5] [6]
Las protoestrellas con masas inferiores a aproximadamente 0,08 M ☉ (1,6 × 10 29 kg) nunca alcanzan temperaturas lo suficientemente altas como para que comience la fusión nuclear del hidrógeno. Éstas se conocen como enanas marrones . La Unión Astronómica Internacional define las enanas marrones como estrellas lo suficientemente masivas como para fusionar deuterio en algún momento de sus vidas (13 masas de Júpiter ( M J ), 2,5 × 10 28 kg o 0,0125 M ☉ ). Los objetos menores de 13 MJ se clasifican como subenanas marrones (pero si orbitan alrededor de otro objeto estelar se clasifican como planetas) . [7] Ambos tipos, que queman o no deuterio, brillan tenuemente y se desvanecen lentamente, enfriándose gradualmente a lo largo de cientos de millones de años.
Para una protoestrella más masiva, la temperatura central eventualmente alcanzará los 10 millones de Kelvin , iniciando la reacción en cadena protón-protón y permitiendo que el hidrógeno se fusione, primero en deuterio y luego en helio . En estrellas de poco más de 1 M ☉ (2,0 × 10 30 kg), la reacción de fusión carbono-nitrógeno-oxígeno ( ciclo CNO ) contribuye en gran parte a la generación de energía. El inicio de la fusión nuclear conduce relativamente rápido a un equilibrio hidrostático en el que la energía liberada por el núcleo mantiene una alta presión del gas, equilibrando el peso de la materia de la estrella y evitando un mayor colapso gravitacional. De este modo, la estrella evoluciona rápidamente hacia un estado estable, comenzando la fase de secuencia principal de su evolución.
Una nueva estrella se ubicará en un punto específico de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell , y el tipo espectral de la secuencia principal dependerá de la masa de la estrella. Las enanas rojas pequeñas, relativamente frías y de baja masa fusionan hidrógeno lentamente y permanecerán en la secuencia principal durante cientos de miles de millones de años o más, mientras que las estrellas masivas y calientes de tipo O abandonarán la secuencia principal después de sólo unos pocos millones de años. Una estrella enana amarilla de tamaño mediano , como el Sol, permanecerá en la secuencia principal durante unos 10 mil millones de años. Se cree que el Sol se encuentra en la mitad de su vida útil de la secuencia principal.
Una estrella puede formar un disco protoplanetario , que además puede convertirse en un sistema planetario .
Finalmente, el núcleo de la estrella agota su suministro de hidrógeno y la estrella comienza a evolucionar fuera de la secuencia principal . Sin la presión de radiación hacia afuera generada por la fusión del hidrógeno para contrarrestar la fuerza de la gravedad , el núcleo se contrae hasta que la presión de degeneración de los electrones se vuelve suficiente para oponerse a la gravedad o el núcleo se calienta lo suficiente (alrededor de 100 MK) para que comience la fusión del helio . Cuál de estas cosas sucede primero depende de la masa de la estrella.
No se ha observado directamente lo que sucede después de que una estrella de baja masa deja de producir energía mediante fusión; el universo tiene alrededor de 13.800 millones de años, que es menos tiempo (en varios órdenes de magnitud, en algunos casos) del que se necesita para que cese la fusión en tales estrellas.
Modelos astrofísicos recientes sugieren que las enanas rojas de 0,1 M ☉ pueden permanecer en la secuencia principal durante entre seis y doce billones de años, aumentando gradualmente tanto en temperatura como en luminosidad , y tardarán varios cientos de miles de millones de años más en colapsar, lentamente, hasta convertirse en una enana blanca . [9] [10] Estas estrellas no se convertirán en gigantes rojas ya que toda la estrella es una zona de convección y no desarrollará un núcleo de helio degenerado con una capa que queme hidrógeno. En cambio, la fusión del hidrógeno continuará hasta que casi toda la estrella sea helio.
Las estrellas ligeramente más masivas se expanden hasta convertirse en gigantes rojas , pero sus núcleos de helio no son lo suficientemente masivos como para alcanzar las temperaturas necesarias para la fusión del helio, por lo que nunca alcanzan la punta de la rama de las gigantes rojas. Cuando termina la quema de la capa de hidrógeno, estas estrellas se alejan directamente de la rama de gigante roja como una estrella de rama gigante post-asintótica (AGB), pero con menor luminosidad, para convertirse en una enana blanca. [2] Una estrella con una masa inicial de aproximadamente 0,6 M ☉ podrá alcanzar temperaturas lo suficientemente altas como para fusionar helio, y estas estrellas de "tamaño mediano" pasan a etapas posteriores de evolución más allá de la rama de gigante roja. [11]
Las estrellas de aproximadamente 0,6 a 10 M ☉ se convierten en gigantes rojas , que son grandes estrellas no pertenecientes a la secuencia principal de clasificación estelar K o M. Las gigantes rojas se encuentran a lo largo del borde derecho del diagrama de Hertzsprung-Russell debido a su color rojo y su gran luminosidad. Los ejemplos incluyen a Aldebarán en la constelación de Tauro y Arcturus en la constelación de Boötes .
Las estrellas de tamaño mediano son gigantes rojas durante dos fases diferentes de su evolución posterior a la secuencia principal: estrellas de rama gigante roja, con núcleos inertes hechos de capas que queman helio e hidrógeno, y estrellas de rama gigante asintóticas, con núcleos inertes. hecho de capas que queman carbono y helio dentro de las capas que queman hidrógeno. [12] Entre estas dos fases, las estrellas pasan un período en la rama horizontal con un núcleo de fusión de helio. Muchas de estas estrellas que fusionan helio se agrupan hacia el extremo frío de la rama horizontal como gigantes de tipo K y se las conoce como gigantes rojas .
Cuando una estrella agota el hidrógeno de su núcleo, abandona la secuencia principal y comienza a fusionar hidrógeno en una capa fuera del núcleo. El núcleo aumenta de masa a medida que la capa produce más helio. Dependiendo de la masa del núcleo de helio, esto continúa durante varios millones a uno o dos mil millones de años, con la estrella expandiéndose y enfriándose a una luminosidad similar o ligeramente menor a su estado de secuencia principal. Con el tiempo, o el núcleo se degenera, en las estrellas de alrededor de la masa del Sol, o las capas exteriores se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, en las estrellas más masivas. Cualquiera de estos cambios hace que la capa de hidrógeno aumente la temperatura y la luminosidad de la estrella, momento en el que la estrella se expande hacia la rama de gigante roja. [13]
Las capas exteriores en expansión de la estrella son convectivas , y el material se mezcla mediante turbulencia desde cerca de las regiones de fusión hasta la superficie de la estrella. En todas las estrellas, excepto en las de menor masa, el material fusionado ha permanecido profundo en el interior estelar antes de este punto, por lo que la envoltura convectiva hace que los productos de fusión sean visibles en la superficie de la estrella por primera vez. En esta etapa de la evolución, los resultados son sutiles, y los efectos más importantes son las alteraciones de los isótopos de hidrógeno y helio, que no son observables. Los efectos del ciclo CNO aparecen en la superficie durante el primer dragado , con proporciones más bajas de 12 C/ 13 C y proporciones alteradas de carbono y nitrógeno. Estos son detectables con espectroscopia y se han medido en muchas estrellas evolucionadas.
El núcleo de helio sigue creciendo en la rama de la gigante roja. Ya no está en equilibrio térmico, ya sea degenerado o por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar , por lo que aumenta de temperatura, lo que hace que aumente la velocidad de fusión en la capa de hidrógeno. La estrella aumenta su luminosidad hacia la punta de la rama de la gigante roja . Las estrellas de rama de gigante roja con un núcleo de helio degenerado alcanzan la punta con masas centrales muy similares y luminosidades muy similares, aunque las más masivas de las gigantes rojas se vuelven lo suficientemente calientes como para encender la fusión del helio antes de ese punto.
En los núcleos de helio de estrellas en el rango de masa solar de 0,6 a 2,0, que se sustentan en gran medida por la presión de degeneración de electrones , la fusión de helio se encenderá en una escala de tiempo de días en un destello de helio . En los núcleos no degenerados de estrellas más masivas, la ignición de la fusión del helio se produce de forma relativamente lenta y sin destellos. [14] La energía nuclear liberada durante el destello de helio es muy grande, del orden de 10 8 veces la luminosidad del Sol durante unos días [13] y 10 11 veces la luminosidad del Sol (aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea) . Way Galaxy ) durante unos segundos. [15] Sin embargo, la energía es consumida por la expansión térmica del núcleo inicialmente degenerado y, por lo tanto, no puede verse desde el exterior de la estrella. [13] [15] [16] Debido a la expansión del núcleo, la fusión del hidrógeno en las capas superpuestas se ralentiza y la generación total de energía disminuye. La estrella se contrae, aunque no hasta la secuencia principal, y migra a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell, reduciendo gradualmente su radio y aumentando su temperatura superficial.
Las estrellas con núcleo de helio evolucionan hasta el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de obtener un núcleo degenerado de carbono-oxígeno y comenzar a quemar su capa de helio. Estas estrellas se observan a menudo como un grupo rojo de estrellas en el diagrama color-magnitud de un cúmulo, más calientes y menos luminosas que las gigantes rojas. Las estrellas de mayor masa con núcleos de helio más grandes se mueven a lo largo de la rama horizontal hacia temperaturas más altas, algunas se convierten en estrellas pulsantes inestables en la franja de inestabilidad amarilla ( variables RR Lyrae ), mientras que otras se vuelven aún más calientes y pueden formar una cola azul o un gancho azul en la horizontal. rama. La morfología de la rama horizontal depende de parámetros como la metalicidad, la edad y el contenido de helio, pero los detalles exactos aún se están modelando. [17]
Después de que una estrella ha consumido el helio del núcleo, la fusión de hidrógeno y helio continúa en capas alrededor de un núcleo caliente de carbono y oxígeno . La estrella sigue la rama gigante asintótica en el diagrama de Hertzsprung-Russell, paralela a la evolución de gigante roja original, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura menos tiempo). [18] Aunque el helio se quema en una capa, la mayor parte de la energía se produce al quemar hidrógeno en una capa más alejada del núcleo de la estrella. El helio de estas capas que queman hidrógeno cae hacia el centro de la estrella y periódicamente la producción de energía de la capa de helio aumenta dramáticamente. Esto se conoce como pulso térmico y ocurre hacia el final de la fase de rama gigante asintótica, a veces incluso en la fase de rama gigante post-asintótica. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber desde varios hasta cientos de pulsos térmicos.
Hay una fase en el ascenso de la rama gigante asintótica donde se forma una zona convectiva profunda que puede llevar carbono desde el núcleo a la superficie. Esto se conoce como el segundo dragado, y en algunas estrellas puede haber incluso un tercer dragado. De esta manera se forma una estrella de carbono , estrellas muy frías y fuertemente enrojecidas que muestran fuertes líneas de carbono en su espectro. Un proceso conocido como quema de fondo caliente puede convertir el carbono en oxígeno y nitrógeno antes de que pueda ser dragado a la superficie, y la interacción entre estos procesos determina las luminosidades y espectros observados de las estrellas de carbono en cúmulos particulares. [19]
Otra clase bien conocida de estrellas asintóticas de rama gigante son las variables Mira , que pulsan con períodos bien definidos de decenas a cientos de días y grandes amplitudes de hasta aproximadamente 10 magnitudes (en el aspecto visual, la luminosidad total cambia en una cantidad mucho menor). ). En las estrellas más masivas, las estrellas se vuelven más luminosas y el período de pulsación es más largo, lo que lleva a una mayor pérdida de masa y las estrellas se oscurecen mucho en las longitudes de onda visuales. Estas estrellas se pueden observar como estrellas OH/IR , pulsando en el infrarrojo y mostrando actividad máser OH. Estas estrellas son claramente ricas en oxígeno, a diferencia de las estrellas de carbono, pero ambas deben ser producidas mediante dragados.
Estas estrellas de rango medio finalmente llegan a la punta de la rama gigante asintótica y se quedan sin combustible para quemar sus proyectiles. No son lo suficientemente masivos para iniciar la fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen nuevamente, pasando por un período de superviento post-asintótico de rama gigante para producir una nebulosa planetaria con una estrella central extremadamente caliente. Luego, la estrella central se enfría hasta convertirse en una enana blanca. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados creados dentro de la estrella y puede estar particularmente enriquecido en oxígeno o carbono , dependiendo del tipo de estrella. El gas se acumula en una capa en expansión llamada envoltura circunestelar y se enfría a medida que se aleja de la estrella, permitiendo que se formen partículas de polvo y moléculas. Con la alta entrada de energía infrarroja de la estrella central, se crean las condiciones ideales en estas envolturas circunestelares para la excitación de los máseres .
Es posible que se produzcan pulsos térmicos una vez que haya comenzado la evolución de la rama gigante post-asintótica, produciendo una variedad de estrellas inusuales y poco comprendidas conocidas como estrellas de rama gigante asintóticas nacidas de nuevo. [20] Estos pueden dar como resultado estrellas de rama horizontal extrema ( estrellas B subenanas ), estrellas de rama gigante post-asintótica deficientes en hidrógeno, estrellas centrales de nebulosas planetarias variables y variables R Coronae Borealis .
En las estrellas masivas, el núcleo ya es lo suficientemente grande al inicio de la capa de combustión de hidrógeno como para que la ignición del helio se produzca antes de que la presión de degeneración de los electrones tenga la posibilidad de prevalecer. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y se enfrían, no brillan tan dramáticamente como las estrellas de menor masa; sin embargo, fueron más luminosos en la secuencia principal y evolucionaron hasta convertirse en supergigantes altamente luminosas. Sus núcleos se vuelven lo suficientemente masivos como para no poder sostenerse por sí mismos mediante la degeneración de los electrones y eventualmente colapsarán para producir una estrella de neutrones o un agujero negro . [ cita necesaria ]
Las estrellas extremadamente masivas (más de aproximadamente 40 M ☉ ), que son muy luminosas y, por lo tanto, tienen vientos estelares muy rápidos, pierden masa tan rápidamente debido a la presión de la radiación que tienden a desprenderse de sus propias envolturas antes de poder expandirse y convertirse en supergigantes rojas . y así retienen temperaturas superficiales extremadamente altas (y un color blanco azulado) desde el momento de la secuencia principal en adelante. Las estrellas más grandes de la generación actual miden entre 100 y 150 M ☉ porque las capas exteriores serían expulsadas por la radiación extrema. Aunque las estrellas de menor masa normalmente no queman sus capas exteriores tan rápidamente, también pueden evitar convertirse en gigantes rojas o supergigantes rojas si están en sistemas binarios lo suficientemente cerca como para que la estrella compañera se desprenda de la envoltura a medida que se expande, o si gire lo suficientemente rápido como para que la convección se extienda desde el núcleo hasta la superficie, lo que resulta en la ausencia de un núcleo y una envoltura separados debido a la mezcla completa. [21]
El núcleo de una estrella masiva, definida como la región agotada de hidrógeno, se vuelve más caliente y más densa a medida que acumula material procedente de la fusión del hidrógeno fuera del núcleo. En estrellas suficientemente masivas, el núcleo alcanza temperaturas y densidades lo suficientemente altas como para fusionar carbono y elementos más pesados mediante el proceso alfa . Al final de la fusión del helio, el núcleo de una estrella se compone principalmente de carbono y oxígeno. En estrellas con un peso superior a 8 M ☉ , el carbono se enciende y se fusiona para formar neón, sodio y magnesio. Las estrellas algo menos masivas pueden encender parcialmente el carbono, pero no pueden fusionar completamente el carbono antes de que se produzca la degeneración electrónica , y estas estrellas eventualmente dejarán una enana blanca de oxígeno, neón y magnesio . [22] [23]
El límite de masa exacto para la quema total de carbono depende de varios factores como la metalicidad y la masa detallada perdida en la rama gigante asintótica , pero es aproximadamente 8-9 M☉ . [22] Una vez completada la quema de carbono, el núcleo de estas estrellas alcanza aproximadamente 2,5 M ☉ y se calienta lo suficiente como para que se fusionen elementos más pesados. Antes de que el oxígeno comience a fusionarse , el neón comienza a capturar electrones , lo que provoca la combustión del neón . Para un rango de estrellas de aproximadamente 8-12 M ☉ , este proceso es inestable y crea una fusión desbocada que da como resultado una supernova de captura de electrones . [24] [23]
En estrellas más masivas, la fusión del neón se produce sin una deflagración descontrolada. A esto le sigue, a su vez, la quema completa de oxígeno y la quema de silicio , lo que produce un núcleo compuesto en gran parte por elementos con picos de hierro . Alrededor del núcleo hay capas de elementos más ligeros que aún están en proceso de fusión. El plazo para la fusión completa de un núcleo de carbono con un núcleo de hierro es tan corto, sólo unos pocos cientos de años, que las capas exteriores de la estrella no pueden reaccionar y la apariencia de la estrella prácticamente no cambia. El núcleo de hierro crece hasta alcanzar una masa efectiva de Chandrasekhar , mayor que la masa formal de Chandrasekhar debido a varias correcciones por los efectos relativistas, la entropía, la carga y la envoltura circundante. La masa efectiva de Chandrasekhar para un núcleo de hierro varía desde aproximadamente 1,34 M ☉ en las supergigantes rojas menos masivas hasta más de 1,8 M ☉ en estrellas más masivas. Una vez que se alcanza esta masa, los electrones comienzan a ser capturados en los núcleos con picos de hierro y el núcleo se vuelve incapaz de sostenerse a sí mismo. El núcleo colapsa y la estrella queda destruida, ya sea en una supernova o en un colapso directo a un agujero negro . [23]
Cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa, se formará una estrella de neutrones , o en el caso de núcleos que superen el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , un agujero negro . Mediante un proceso que no se comprende del todo, parte de la energía potencial gravitacional liberada por este colapso del núcleo se convierte en una supernova de Tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II . Se sabe que el colapso del núcleo produce una oleada masiva de neutrinos , como se observó con la supernova SN 1987A . Los neutrinos, extremadamente energéticos, fragmentan algunos núcleos; parte de su energía se consume en la liberación de nucleones , incluidos neutrones , y parte de su energía se transforma en calor y energía cinética , aumentando así la onda de choque iniciada por el rebote de parte del material que cae tras el colapso del núcleo. La captura de electrones en partes muy densas de la materia que cae puede producir neutrones adicionales. Debido a que parte de la materia que rebota es bombardeada por los neutrones, algunos de sus núcleos los capturan, creando un espectro de material más pesado que el hierro que incluye elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá) el uranio . [25] Aunque las gigantes rojas que no explotan pueden producir cantidades significativas de elementos más pesados que el hierro utilizando neutrones liberados en reacciones secundarias de reacciones nucleares anteriores , la abundancia de elementos más pesados que el hierro (y en particular, de ciertos isótopos de elementos que tienen múltiples o isótopos de larga vida) producido en tales reacciones es bastante diferente del producido en una supernova. Ninguna abundancia por sí sola coincide con la encontrada en el Sistema Solar , por lo que se requieren tanto supernovas como eyecciones de elementos de gigantes rojas para explicar la abundancia observada de elementos pesados y sus isótopos .
La energía transferida desde el colapso del núcleo al material que rebota no sólo genera elementos pesados, sino que proporciona su aceleración mucho más allá de la velocidad de escape , provocando así una supernova de Tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II. La comprensión actual de esta transferencia de energía aún no es satisfactoria; Aunque los modelos informáticos actuales de supernovas de Tipo Ib, Tipo Ic y Tipo II representan parte de la transferencia de energía, no pueden explicar una transferencia de energía suficiente para producir la eyección de material observada. [26] Sin embargo, las oscilaciones de neutrinos pueden desempeñar un papel importante en el problema de la transferencia de energía, ya que no solo afectan la energía disponible en un tipo particular de neutrinos sino también a través de otros efectos relativistas generales sobre los neutrinos. [27] [28]
Algunas pruebas obtenidas del análisis de la masa y los parámetros orbitales de estrellas de neutrones binarias (que requieren dos supernovas de este tipo) sugieren que el colapso de un núcleo de oxígeno, neón y magnesio puede producir una supernova que difiere visiblemente (en aspectos distintos al tamaño) de una supernova. Supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro. [29]
Las estrellas más masivas que existen hoy en día pueden ser completamente destruidas por una supernova con una energía muy superior a su energía de enlace gravitacional . Este raro evento, causado por la inestabilidad de pares , no deja restos de agujero negro. [30] En la historia pasada del universo, algunas estrellas eran incluso más grandes que las más grandes que existen hoy en día, e inmediatamente colapsarían en un agujero negro al final de sus vidas, debido a la fotodesintegración .
Después de que una estrella ha agotado su suministro de combustible, sus restos pueden adoptar una de tres formas, dependiendo de la masa durante su vida.
Para una estrella de 1 M ☉ , la enana blanca resultante es de aproximadamente 0,6 M ☉ , comprimida aproximadamente en el volumen de la Tierra. Las enanas blancas son estables porque la atracción de la gravedad hacia adentro se equilibra con la presión de degeneración de los electrones de la estrella, una consecuencia del principio de exclusión de Pauli . La presión de degeneración electrónica proporciona un límite bastante suave contra una mayor compresión; por lo tanto, para una composición química determinada, las enanas blancas de mayor masa tienen un volumen menor. Sin combustible para quemar, la estrella irradia el calor restante al espacio durante miles de millones de años.
Una enana blanca es muy caliente cuando se forma por primera vez, más de 100.000 K en la superficie e incluso más caliente en su interior. Hace tanto calor que gran parte de su energía se pierde en forma de neutrinos durante los primeros 10 millones de años de su existencia y habrá perdido la mayor parte de su energía después de mil millones de años. [31]
La composición química de la enana blanca depende de su masa. Una estrella que tiene una masa de aproximadamente 8 a 12 masas solares encenderá la fusión de carbono para formar magnesio, neón y cantidades más pequeñas de otros elementos, lo que dará como resultado una enana blanca compuesta principalmente de oxígeno, neón y magnesio, siempre que pueda perder. suficiente masa para llegar por debajo del límite de Chandrasekhar (ver más abajo), y siempre que la ignición del carbono no sea tan violenta como para hacer estallar la estrella en una supernova. [32] Una estrella de masa del orden de magnitud del Sol no podrá encender la fusión de carbono y producirá una enana blanca compuesta principalmente de carbono y oxígeno, y de masa demasiado baja para colapsar a menos que se le agregue materia más tarde. (vea abajo). Una estrella de menos de la mitad de la masa del Sol será incapaz de encender la fusión de helio (como se señaló anteriormente) y producirá una enana blanca compuesta principalmente de helio.
Al final, lo único que queda es una masa fría y oscura a veces llamada enana negra . Sin embargo, el universo aún no tiene la edad suficiente para que existan enanas negras.
Si la masa de la enana blanca aumenta por encima del límite de Chandrasekhar , que es 1,4 M ☉ para una enana blanca compuesta principalmente de carbono, oxígeno, neón y/o magnesio, entonces la presión de degeneración de electrones falla debido a la captura de electrones y la estrella colapsa. Dependiendo de la composición química y la temperatura previa al colapso en el centro, esto conducirá a un colapso en una estrella de neutrones o a una ignición descontrolada de carbono y oxígeno. Los elementos más pesados favorecen el colapso continuo del núcleo, porque requieren una temperatura más alta para encenderse, porque la captura de electrones en estos elementos y sus productos de fusión es más fácil; Las temperaturas centrales más altas favorecen una reacción nuclear desbocada, que detiene el colapso del núcleo y conduce a una supernova de tipo Ia . [33] Estas supernovas pueden ser muchas veces más brillantes que la supernova de Tipo II que marca la muerte de una estrella masiva, aunque esta última tiene la mayor liberación total de energía. Esta inestabilidad al colapso significa que no puede existir ninguna enana blanca más masiva que aproximadamente 1,4 M ☉ (con una posible excepción menor para las enanas blancas que giran muy rápidamente, cuya fuerza centrífuga debida a la rotación contrarresta parcialmente el peso de su materia). La transferencia de masa en un sistema binario puede hacer que una enana blanca inicialmente estable supere el límite de Chandrasekhar.
Si una enana blanca forma un sistema binario cercano con otra estrella, el hidrógeno de la compañera más grande puede acumularse alrededor y sobre una enana blanca hasta que se caliente lo suficiente como para fusionarse en una reacción descontrolada en su superficie, aunque la enana blanca permanece por debajo del límite de Chandrasekhar. . Esta explosión se denomina nova .
Normalmente, los átomos son en su mayoría nubes de electrones en volumen, con núcleos muy compactos en el centro (proporcionalmente, si los átomos fueran del tamaño de un estadio de fútbol, sus núcleos serían del tamaño de ácaros del polvo). Cuando un núcleo estelar colapsa, la presión hace que los electrones y protones se fusionen mediante captura de electrones . Sin electrones, que mantienen separados los núcleos, los neutrones colapsan formando una bola densa (en cierto modo como un núcleo atómico gigante), con una delgada capa superpuesta de materia degenerada (principalmente hierro, a menos que más adelante se agregue materia de diferente composición). Los neutrones resisten una mayor compresión mediante el principio de exclusión de Pauli , de forma análoga a la presión de degeneración de electrones, pero más fuerte.
Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas (del orden de 10 kilómetros de radio, no mayores que el tamaño de una gran ciudad) y son extraordinariamente densas. Su período de rotación se acorta drásticamente a medida que las estrellas se encogen (debido a la conservación del momento angular ); Los períodos de rotación observados en las estrellas de neutrones varían desde aproximadamente 1,5 milisegundos (más de 600 revoluciones por segundo) hasta varios segundos. [34] Cuando los polos magnéticos de estas estrellas que giran rápidamente están alineados con la Tierra, detectamos un pulso de radiación en cada revolución. Estas estrellas de neutrones se denominan púlsares y fueron las primeras estrellas de neutrones descubiertas. Aunque la radiación electromagnética detectada en los púlsares suele ser en forma de ondas de radio, también se han detectado púlsares en longitudes de onda visibles, de rayos X y de rayos gamma. [35]
Si la masa del remanente estelar es lo suficientemente alta, la presión de degeneración de neutrones será insuficiente para evitar el colapso por debajo del radio de Schwarzschild . El remanente estelar se convierte así en un agujero negro. La masa con la que esto ocurre no se conoce con certeza, pero actualmente se estima entre 2 y 3 M ☉ .
Los agujeros negros son predichos por la teoría de la relatividad general . Según la relatividad general clásica, ninguna materia o información puede fluir desde el interior de un agujero negro hasta un observador exterior, aunque los efectos cuánticos pueden permitir desviaciones de esta estricta regla. La existencia de agujeros negros en el universo está bien respaldada, tanto teóricamente como por observaciones astronómicas.
Debido a que el mecanismo de colapso del núcleo de una supernova actualmente sólo se comprende parcialmente, todavía no se sabe si es posible que una estrella colapse directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible, o si algunas supernovas inicialmente se forman de forma inestable. estrellas de neutrones que luego colapsan formando agujeros negros; La relación exacta entre la masa inicial de la estrella y el remanente final tampoco es completamente segura. La resolución de estas incertidumbres requiere el análisis de más supernovas y restos de supernovas.
Un modelo evolutivo estelar es un modelo matemático que se puede utilizar para calcular las fases evolutivas de una estrella desde su formación hasta que se convierte en remanente. La masa y la composición química de la estrella se utilizan como datos de entrada, y la luminosidad y la temperatura de la superficie son las únicas limitaciones. Las fórmulas del modelo se basan en la comprensión física de la estrella, generalmente bajo el supuesto de equilibrio hidrostático. Luego se realizan extensos cálculos por computadora para determinar el estado cambiante de la estrella a lo largo del tiempo, lo que genera una tabla de datos que puede usarse para determinar la trayectoria evolutiva de la estrella a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell , junto con otras propiedades en evolución. [36] Se pueden utilizar modelos precisos para estimar la edad actual de una estrella comparando sus propiedades físicas con las de estrellas a lo largo de una trayectoria evolutiva coincidente. [37]
