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La evolución estelar es el proceso por el cual una estrella cambia a lo largo de su vida y cómo puede conducir a la creación de una nueva estrella. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida puede variar desde unos pocos millones de años para la más masiva hasta billones de años para la menos masiva, lo que es considerablemente más largo que la edad actual del universo . La tabla muestra las vidas 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 se asientan en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de secuencia principal .
La fusión nuclear alimenta a una estrella durante la mayor parte de su existencia. Inicialmente, la energía se genera por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, a medida que la preponderancia de átomos en el núcleo se convierte en helio , 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 crezca 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 a través de 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 en una enana blanca densa y las capas externas son expulsadas como una nebulosa planetaria . Las estrellas con alrededor de diez o más veces la masa del Sol pueden explotar en una supernova a medida que sus núcleos de hierro inertes colapsan en una estrella de neutrones extremadamente densa o un agujero negro . Aunque el universo no es lo suficientemente viejo como para que alguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que lentamente 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 varios puntos de su vida y simulando la estructura estelar mediante 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 gravitatoria 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 filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, que son los precursores de las estrellas. La acreción continua de gas, la curvatura geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasiperiódicas de núcleos densos con un espaciamiento comparable al ancho interno del filamento, y dos protoestrellas incrustadas con salidas de gas. [4]
Una protoestrella continúa creciendo por acreción de gas y polvo de la nube molecular, hasta convertirse en una estrella de presecuencia principal a medida que alcanza su masa final. Su desarrollo posterior está determinado por su masa. La masa se suele comparar con la masa del Sol : 1,0 M ☉ (2,0 × 10 30 kg) significa 1 masa solar.
Las protoestrellas están envueltas en polvo y, por lo tanto, son más fácilmente visibles en longitudes de onda infrarrojas . Las observaciones del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares progenitores . [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 de hidrógeno. Estas se conocen como enanas marrones . La Unión Astronómica Internacional define a 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 más pequeños que 13 M J se clasifican como enanas submarrones (pero si orbitan alrededor de otro objeto estelar se clasifican como planetas). [7] Ambos tipos, que queman deuterio o no, brillan tenuemente y se desvanecen lentamente, enfriándose gradualmente durante cientos de millones de años.
En el caso de una protoestrella más masiva, la temperatura del núcleo alcanzará eventualmente los 10 millones de kelvin , lo que iniciará la reacción en cadena protón-protón y permitirá 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 con una gran parte de 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 de gas, equilibrando el peso de la materia de la estrella y evitando un mayor colapso gravitacional. De este modo, la estrella evoluciona rápidamente a 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 solo 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 está en la mitad de su vida útil en la secuencia principal.
Una estrella puede formar un disco protoplanetario , que a su vez 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 externa generada por la fusión del hidrógeno para contrarrestar la fuerza de la gravedad , el núcleo se contrae hasta que la presión de degeneración de 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 de helio . Cuál de estas situaciones ocurre primero depende de la masa de la estrella.
No se ha observado directamente lo que ocurre cuando una estrella de baja masa deja de producir energía a través de la fusión; el universo tiene alrededor de 13.800 millones de años, lo que es menos tiempo (por varios órdenes de magnitud, en algunos casos) del que tarda en cesar la fusión en dichas estrellas.
Los modelos astrofísicos recientes sugieren que las enanas rojas de 0,1 M ☉ pueden permanecer en la secuencia principal durante unos seis a doce billones de años, aumentando gradualmente tanto en temperatura como en luminosidad , y tardar varios cientos de miles de millones de años más en colapsar, lentamente, 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 desarrollarán un núcleo degenerado de helio con una capa que queme hidrógeno. En cambio, la fusión de 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 llegan a la punta de la rama de las gigantes rojas. Cuando termina la combustión de la capa de hidrógeno, estas estrellas se mueven directamente fuera de la rama de las gigantes rojas como una estrella post -rama asintótica de las gigantes (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 medio" continúan a etapas posteriores de evolución más allá de la rama de las gigantes rojas. [11]
Las estrellas de aproximadamente 0,6–10 M ☉ se convierten en gigantes rojas , que son estrellas grandes que no pertenecen a la secuencia principal y que tienen la 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 gran luminosidad. Algunos ejemplos son Aldebarán en la constelación de Tauro y Arturo en la constelación de Boötes .
Las estrellas de tamaño medio son gigantes rojas durante dos fases diferentes de su evolución posterior a la secuencia principal: estrellas de la rama gigante roja, con núcleos inertes formados por capas que queman helio e hidrógeno, y estrellas de la rama gigante asintótica, con núcleos inertes formados por 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 que fusiona 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 exterior al 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 mil o dos mil millones de años, con la estrella expandiéndose y enfriándose a una luminosidad similar o ligeramente inferior a la de su estado de secuencia principal. Finalmente, el núcleo se degenera, en estrellas con una masa similar a la del Sol, o las capas externas se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, en estrellas más masivas. Cualquiera de estos cambios hace que la capa de hidrógeno aumente de temperatura y la luminosidad de la estrella aumente, momento en el que la estrella se expande hacia la rama gigante roja. [13]
Las capas externas en expansión de la estrella son convectivas , y el material se mezcla por turbulencia desde cerca de las regiones de fusión hasta la superficie de la estrella. En todas las estrellas, excepto las de menor masa, el material fusionado ha permanecido en las profundidades del 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, las alteraciones de los isótopos de hidrógeno y helio, son inobservables. 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 continúa creciendo en la rama de las gigantes rojas. Ya no está en equilibrio térmico, ya sea degenerado o por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar , por lo que aumenta su temperatura, lo que hace que aumente la tasa de fusión en la capa de hidrógeno. La estrella aumenta su luminosidad hacia la punta de la rama de las gigantes rojas . Las estrellas de la rama de las gigantes rojas con un núcleo de helio degenerado llegan todas a la punta con masas de núcleo y luminosidades muy similares, aunque las más masivas de las gigantes rojas se calientan lo suficiente como para iniciar la fusión de helio antes de ese punto.
En los núcleos de helio de estrellas en el rango de 0,6 a 2,0 masas solares, que son en gran parte apoyados 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 de helio ocurre relativamente lentamente sin destello. [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 pocos días [13] y 10 11 veces la luminosidad del Sol (aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea ) durante unos pocos segundos. [15] Sin embargo, la energía es consumida por la expansión térmica del núcleo inicialmente degenerado y, por lo tanto, no se puede ver desde fuera de la estrella. [13] [15] [16] Debido a la expansión del núcleo, la fusión de 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, disminuyendo gradualmente su radio y aumentando su temperatura superficial.
Las estrellas de núcleo de helio evolucionan hacia el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de obtener un núcleo degenerado de carbono y oxígeno y comenzar a quemar la capa de helio. Estas estrellas a menudo se observan como un grupo rojo de estrellas en el diagrama de 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 algunas se vuelven aún más calientes y pueden formar una cola azul o un gancho azul hacia la rama horizontal. 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 en el 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, en paralelo a la evolución original de la gigante roja, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura menos tiempo). [18] Aunque el helio se está quemando en una capa, la mayor parte de la energía se produce por la combustión del hidrógeno en una capa más alejada del núcleo de la estrella. El helio de estas capas de combustión de hidrógeno cae hacia el centro de la estrella y periódicamente la producción de energía de la capa de helio aumenta drásticamente. Esto se conoce como pulso térmico y ocurre hacia el final de la fase de rama gigante asintótica, a veces incluso en la fase posterior a la rama gigante asintótica. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber varios a cientos de pulsos térmicos.
En el ascenso de la rama asintótica gigante hay una fase en la que se forma una zona convectiva profunda que puede llevar el carbono desde el núcleo hasta 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 muy enrojecidas que muestran fuertes líneas de carbono en sus espectros. Un proceso conocido como quema de fondo caliente puede convertir el carbono en oxígeno y nitrógeno antes de que pueda ser dragado hasta la superficie, y la interacción entre estos procesos determina las luminosidades y los espectros observados de las estrellas de carbono en cúmulos particulares. [19]
Otra clase bien conocida de estrellas de la rama asintótica 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 campo 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 conduce a una mayor pérdida de masa, y las estrellas se oscurecen mucho en las longitudes de onda visuales. Estas estrellas pueden observarse como estrellas OH/IR , que pulsan en el infrarrojo y muestran actividad máser OH . Estas estrellas son claramente ricas en oxígeno, en contraste con las estrellas de carbono, pero ambas deben ser producidas por dragados.
Estas estrellas de rango medio finalmente alcanzan el extremo de la rama asintótica gigante y se quedan sin combustible para quemar sus capas. No son lo suficientemente masivas como para iniciar una fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen nuevamente, pasando por un período de superviento posterior a la rama asintótica 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 con oxígeno o carbono , según el 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, lo que permite que se formen partículas de polvo y moléculas. Con la alta energía infrarroja que aporta la estrella central, se forman las condiciones ideales en estas envolturas circunestelares para la excitación del máser .
Es posible que se produzcan pulsos térmicos una vez que ha comenzado la evolución de la rama gigante asintótica posterior, lo que produce una variedad de estrellas inusuales y poco comprendidas, conocidas como estrellas de la rama gigante asintótica renacidas. [20] Estas pueden dar lugar a estrellas de rama horizontal extrema ( estrellas B subenanas ), estrellas de la rama gigante post-asintótica deficientes en hidrógeno, estrellas centrales de nebulosas planetarias variables y estrellas variables R Coronae Borealis .
En las estrellas masivas, el núcleo ya es lo suficientemente grande al comienzo de la quema de hidrógeno como para que la ignición del helio ocurra antes de que la presión de degeneración de electrones tenga la oportunidad de volverse predominante. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y se enfrían, no brillan tan espectacularmente como las estrellas de menor masa; sin embargo, eran más luminosas en la secuencia principal y evolucionan a supergigantes altamente luminosas. Sus núcleos se vuelven lo suficientemente masivos como para no poder sostenerse por degeneración de electrones y eventualmente colapsarán para producir una estrella de neutrones o un agujero negro . [ cita requerida ]
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 radiación que tienden a desprenderse de sus propias envolturas antes de que puedan expandirse para convertirse en supergigantes rojas , y por lo tanto mantienen temperaturas superficiales extremadamente altas (y color azul- blanco ) desde su tiempo de secuencia principal en adelante. Las estrellas más grandes de la generación actual tienen alrededor de 100-150 M☉ porque las capas externas serían expulsadas por la radiación extrema. Aunque las estrellas de menor masa normalmente no queman sus capas externas 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 giran 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 desprovista de hidrógeno, se vuelve más caliente y más denso a medida que acumula material de la fusión de 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 a través del proceso alfa . Al final de la fusión del helio, el núcleo de una estrella está compuesto principalmente de carbono y oxígeno. En estrellas más pesadas que aproximadamente 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 fusionarlo por completo antes de que se produzca la degeneración electrónica , y estas estrellas eventualmente dejarán una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio . [22] [23]
El límite exacto de masa para la combustión completa del carbono depende de varios factores, como la metalicidad y la masa detallada perdida en la rama gigante asintótica , pero es de aproximadamente 8-9 M☉ . [22] Una vez completada la combustión del carbono, el núcleo de estas estrellas alcanza unos 2,5 M☉ y se calienta lo suficiente para que se fusionen los elementos más pesados. Antes de que el oxígeno comience a fusionarse , el neón comienza a capturar electrones , lo que desencadena la combustión del neón . Para un rango de estrellas de aproximadamente 8-12 M☉ , este proceso es inestable y crea una fusión descontrolada que da como resultado una supernova de captura de electrones . [24] [23]
En las estrellas más masivas, la fusión del neón se produce sin una deflagración descontrolada. A esto le sigue, a su vez, la combustión completa del oxígeno y del silicio , lo que produce un núcleo que consta principalmente de elementos de pico de hierro . Alrededor del núcleo hay capas de elementos más ligeros que aún se están fusionando. La escala de tiempo para la fusión completa de un núcleo de carbono con un núcleo de hierro es tan corta, solo unos pocos cientos de años, que las capas externas de la estrella no pueden reaccionar y la apariencia de la estrella permanece prácticamente inalterada. El núcleo de hierro crece hasta alcanzar una masa efectiva de Chandrasekhar , más alta que la masa formal de Chandrasekhar debido a varias correcciones para los efectos relativistas, la entropía, la carga y la envoltura circundante. La masa efectiva de Chandrasekhar para un núcleo de hierro varía de aproximadamente 1,34 M ☉ en las supergigantes rojas menos masivas a más de 1,8 M ☉ en las estrellas más masivas. Una vez que se alcanza esta masa, los electrones comienzan a ser capturados en los núcleos de pico de hierro y el núcleo se vuelve incapaz de sostenerse a sí mismo. El núcleo colapsa y la estrella se destruye, ya sea en una supernova o en un colapso directo en un agujero negro . [23]
Cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa, formará una estrella de neutrones o, en el caso de núcleos que exceden el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , un agujero negro . A través de un proceso que no se entiende completamente, parte de la energía potencial gravitatoria 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 desde 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 los 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 isótopos estables o de larga vida) producidos en tales reacciones es bastante diferente de la producida en una supernova. Ninguna abundancia por sí sola coincide con la encontrada en el Sistema Solar , por lo que se requieren tanto las supernovas como la eyección de elementos de las gigantes rojas para explicar la abundancia observada de elementos pesados e isótopos de los mismos.
La energía transferida desde el colapso del núcleo al material que rebota no solo genera elementos pesados, sino que también proporciona su aceleración mucho más allá de la velocidad de escape , lo que causa 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 explican parte de la transferencia de energía, no pueden explicar la 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 a la energía disponible en un tipo particular de neutrinos, sino también a través de otros efectos relativistas generales sobre los neutrinos. [27] [28]
Algunas evidencias obtenidas a partir 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-magnesio puede producir una supernova que difiere observablemente (en otros aspectos además del tamaño) de una supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro. [29]
Las estrellas más masivas que existen hoy en día pueden ser destruidas completamente por una supernova con una energía que exceda en gran medida su energía de enlace gravitacional . Este raro evento, causado por la inestabilidad de pares , no deja ningún remanente de agujero negro. [30] En la historia pasada del universo, algunas estrellas eran incluso más grandes que la más grande que existe hoy, y colapsarían inmediatamente 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 tomar una de tres formas, dependiendo de su masa durante su vida.
Para una estrella de 1 M ☉ , la enana blanca resultante es de aproximadamente 0,6 M ☉ , comprimida en aproximadamente el volumen de la Tierra. Las enanas blancas son estables porque la atracción hacia adentro de la gravedad 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 de los electrones proporciona un límite bastante suave contra una mayor compresión; por lo tanto, para una composición química dada, las enanas blancas de mayor masa tienen un volumen menor. Sin combustible que quemar, la estrella irradia su calor restante al espacio durante miles de millones de años.
Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, más de 100.000 K en la superficie y aún más caliente en su interior. Es tan caliente 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 una enana blanca depende de su masa. Una estrella con una masa de entre 8 y 12 masas solares provocará la fusión del carbono para formar magnesio, neón y cantidades más pequeñas de otros elementos, lo que dará lugar a una enana blanca compuesta principalmente de oxígeno, neón y magnesio, siempre que pueda perder suficiente masa para llegar por debajo del límite de Chandrasekhar (véase más adelante) y siempre que la ignición del carbono no sea tan violenta como para hacer estallar la estrella en una supernova. [32] Una estrella con una masa del orden de magnitud de la del Sol no podrá provocar la fusión del carbono y producirá una enana blanca compuesta principalmente de carbono y oxígeno, y de una masa demasiado baja para colapsar a menos que se le añada materia más tarde (véase más adelante). Una estrella con una masa inferior a la mitad de la del Sol no podrá provocar la fusión del helio (como se ha indicado anteriormente) y producirá una enana blanca compuesta principalmente de helio.
Al final, lo único que queda es una masa oscura y fría a veces llamada enana negra . Sin embargo, el universo no es lo suficientemente viejo como para que existan enanas negras todavía.
Si la masa de la enana blanca aumenta por encima del límite de Chandrasekhar , que es de 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 al colapso en una estrella de neutrones o a la ignición descontrolada del carbono y el 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 la reacción nuclear descontrolada, 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 con una masa mayor que aproximadamente 1,4 M☉ ( con una posible excepción menor para las enanas blancas que giran muy rápido, cuya fuerza centrífuga debido 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 la enana blanca hasta que se caliente lo suficiente como para fusionarse en una reacción descontrolada en su superficie, aunque la enana blanca permanezca por debajo del límite de Chandrasekhar. Una explosión de este tipo se denomina nova .
Por lo general, los átomos son en su mayoría nubes de electrones por 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 los protones se fusionen por captura de electrones . Sin electrones, que mantienen separados los núcleos, los neutrones colapsan en una bola densa (en algunos sentidos como un núcleo atómico gigante), con una fina capa superpuesta de materia degenerada (principalmente hierro a menos que se agregue más tarde materia de composición diferente). Los neutrones resisten una mayor compresión por el principio de exclusión de Pauli , de una manera 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 km de radio, no más grandes que el tamaño de una gran ciudad) y son fenomenalmente 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 de las estrellas de neutrones varían de aproximadamente 1,5 milisegundos (más de 600 revoluciones por segundo) a varios segundos. [34] Cuando los polos magnéticos de estas estrellas que giran rápidamente se alinean 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 que se descubrieron. Aunque la radiación electromagnética detectada de 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 a partir de la cual esto ocurre no se conoce con certeza, pero actualmente se estima que está entre 2 y 3 M ☉ .
Los agujeros negros están previstos por la teoría de la relatividad general . Según la relatividad general clásica, no puede fluir materia ni información desde el interior de un agujero negro hacia un observador externo, aunque los efectos cuánticos pueden permitir desviaciones de esta regla estricta. La existencia de agujeros negros en el universo está bien respaldada, tanto teóricamente como por la observación astronómica.
Como el mecanismo de colapso del núcleo de una supernova se entiende, por el momento, solo en parte, 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 forman inicialmente estrellas de neutrones inestables que luego colapsan en agujeros negros; la relación exacta entre la masa inicial de la estrella y el remanente final tampoco es completamente segura. Para resolver estas incertidumbres es necesario analizar más supernovas y remanentes 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 un 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 restricciones. Las fórmulas del modelo se basan en el conocimiento físico de la estrella, normalmente bajo el supuesto de equilibrio hidrostático. A continuación, se realizan cálculos informáticos exhaustivos para determinar el estado cambiante de la estrella a lo largo del tiempo, lo que produce una tabla de datos que se puede utilizar para determinar la trayectoria evolutiva de la estrella a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell , junto con otras propiedades evolutivas. [36] Se pueden utilizar modelos precisos para estimar la edad actual de una estrella comparando sus propiedades físicas con las de las estrellas a lo largo de una trayectoria evolutiva coincidente. [37]
