Evolución estelar
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Evolución estelar es el proceso por el cual una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida útil puede oscilar entre unos pocos millones de años para la estrella más masiva y billones de años para la menos masiva, que es considerablemente más larga que la edad del universo. La tabla muestra la vida de las estrellas en función de sus masas. Todas las estrellas se forman a partir del colapso de nubes de gas y polvo, a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares. En el transcurso de millones de años, estas protoestrellas se establecen en un estado de equilibrio, convirtiéndose en lo que se conoce como una estrella de secuencia principal.
La fusión nuclear alimenta una estrella durante la mayor parte de su existencia. Inicialmente, la energía es generada por la fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo de la estrella de la secuencia principal. Más tarde, cuando 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 de 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 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 extremadamente densa o un agujero negro. 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 lentamente se volverán más brillantes y calientes antes de quedarse sin combustible de hidrógeno y convertirse en enanas blancas de baja masa.
La evolución estelar no se estudia mediante la observación de la vida de una sola estrella, ya que la mayoría de los cambios estelares ocurren con demasiada lentitud para ser detectados, incluso durante muchos siglos. En cambio, los astrofísicos llegan a comprender cómo evolucionan las estrellas al observar numerosas estrellas en varios puntos de su vida y al simular la estructura estelar utilizando modelos informáticos.
Formación de estrellas
Protoestrella
La evolución estelar comienza con el colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Las nubes moleculares gigantes típicas tienen aproximadamente 100 años luz (9,5×1014 km) de ancho y contienen hasta 6 000 000 de masas solares (1,2×1037 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 aumentan su temperatura y presión, un fragmento se condensa en una bola giratoria de gas supercaliente conocida como protoestrella. Las estructuras filamentosas son verdaderamente ubicuas en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos ligados 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 espacio comparable al ancho interno del filamento y dos protoestrellas incrustadas con salidas de gas.
Una protoestrella continúa creciendo por acumulación de gas y polvo de la nube molecular, convirtiéndose en una estrella anterior a la secuencia principal a medida que alcanza su masa final. El desarrollo posterior está determinado por su masa. La masa se suele comparar con la masa del Sol: 1,0 M☉ (2,0×1030 kg) significa 1 masa solar.
Las protoestrellas están rodeadas de polvo y, por lo tanto, son más visibles en longitudes de onda infrarrojas. Las observaciones del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) han sido especialmente importantes para descubrir numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos de estrellas progenitoras.
Enanas marrones y objetos subestelares
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 son conocidas 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 (MJ), 2,5 × 1028 kg, o 0,0125 M☉). Los objetos menores de 13 MJ se clasifican como enanas submarrones (pero si orbitan alrededor de otro objeto estelar, son clasificados como planetas). Ambos tipos, que queman o no deuterio, brillan tenuemente y se desvanecen lentamente, enfriándose gradualmente durante cientos de millones de años.
Objetos de masa estelar de secuencia principal
Para una protoestrella más masiva, la temperatura del núcleo eventualmente alcanzará 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☉ (2,0×1030 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 con relativa rapidez 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 gravitatorio. La estrella evoluciona así rápidamente hacia un estado estable, comenzando la fase de secuencia principal de su evolución.
Una nueva estrella se asentará 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 medio, como el Sol, permanecerá en la secuencia principal durante unos 10.000 millones de años. Se cree que el Sol está en el medio de su secuencia principal de vida.
Sistema planetario
Una estrella puede adquirir un disco protoplanetario, que además puede convertirse en un sistema planetario.
Estrellas maduras
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 el exterior 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 sea suficiente para oponerse a la gravedad o el núcleo se caliente lo suficiente (alrededor de 100 MK) para que comience la fusión con helio. Cuál de estos sucede primero depende de la masa de la estrella.
Estrellas de baja masa
No se ha observado directamente lo que sucede después de que una estrella de baja masa deja de producir energía a través de la 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 tarda la fusión en cesar en tales estrellas.
Modelos astrofísicos recientes sugieren que las enanas rojas de 0,1 M☉ pueden permanecer en la secuencia principal entre seis y doce billones de años, aumentando gradualmente tanto en temperatura como en luminosidad. y tomar varios cientos de miles de millones de años más para colapsar, lentamente, en una enana blanca. Tales estrellas no se convertirán en gigantes rojas ya que toda la estrella es una zona de convección y no desarrollará 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.
Estrellas ligeramente más masivas se expanden en gigantes rojas, pero sus núcleos de helio no son lo suficientemente masivos para alcanzar las temperaturas requeridas para la fusión del helio, por lo que nunca alcanzan la punta de la rama gigante roja. Cuando termina la quema de la capa de hidrógeno, estas estrellas se alejan directamente de la rama gigante roja como una estrella post-asintótica de rama gigante (AGB), pero con menor luminosidad, para convertirse en una enana blanca. Una estrella con una masa inicial de aproximadamente 0,6 M☉ será capaz de alcanzar temperaturas lo suficientemente altas como para fusionar helio, y estas "medianas" las estrellas pasan a otras etapas de evolución más allá de la rama gigante roja.
Estrellas medianas
Las estrellas de aproximadamente 0,6–10 M☉ se convierten en gigantes rojas, que son grandes estrellas que no pertenecen a la secuencia principal de clasificación estelar K o M. Las gigantes rojas se encuentran a lo largo de la borde derecho del diagrama Hertzsprung-Russell debido a su color rojo y gran luminosidad. Los ejemplos incluyen Aldebaran en la constelación de Tauro y Arcturus en la constelación de Bootes.
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 helio y capas que queman hidrógeno, y estrellas de rama gigante asintótica, con núcleos inertes hechos de capas que queman carbono y helio dentro de las capas que queman hidrógeno. 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 conocen como gigantes agrupados rojos.
Fase subgigante
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 inferior a su estado de secuencia principal. Eventualmente, el núcleo se degenera, en estrellas alrededor de la masa del sol, o las capas externas se enfrían lo suficiente para volverse opacas, en estrellas más masivas. Cualquiera de estos cambios hace que aumente la temperatura de la capa de hidrógeno y aumente la luminosidad de la estrella, momento en el que la estrella se expande hacia la rama de gigante roja.
Fase de rama gigante roja
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. Para 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 de convección hace que los productos de fusión sean visibles en la superficie de la estrella por primera vez. En esta etapa de evolución, los resultados son sutiles, siendo los efectos más grandes, las alteraciones de los isótopos de hidrógeno y helio, inobservables. Los efectos del ciclo CNO aparecen en la superficie durante el primer dragado, con relaciones 12C/13C más bajas y proporciones alteradas de carbono y nitrógeno. Estos son detectables con espectroscopia y se han medido para muchas estrellas evolucionadas.
El núcleo de helio continúa creciendo en la rama gigante roja. Ya no está en equilibrio térmico, ya sea degenerado o por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar, por lo que aumenta la temperatura, lo que hace que aumente la velocidad de fusión en la capa de hidrógeno. La estrella aumenta en luminosidad hacia la punta de la rama gigante roja. Todas las estrellas de rama 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 calientan lo suficiente como para encender la fusión de helio antes de ese punto.
Rama horizontal
En los núcleos de helio de las estrellas en el rango de masa solar de 0,6 a 2,0, que en gran parte están respaldados 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 se produce con relativa lentitud sin destellos. La energía nuclear liberada durante el destello de helio es muy grande, del orden de 108 veces la luminosidad del Sol durante unos días y 1011 veces la luminosidad del Sol. Sol (aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea) durante unos segundos. Sin embargo, la energía es consumida por la expansión térmica del núcleo inicialmente degenerado y, por lo tanto, no se puede ver desde el exterior de la estrella. Debido a la expansión del núcleo, la fusión de hidrógeno en las capas superiores 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 en el diagrama de Hertzsprung-Russell, encogiendo gradualmente el radio y aumentando la temperatura de su superficie.
Las estrellas flash de helio con núcleo evolucionan hacia el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de que obtengan un núcleo degenerado de carbono y oxígeno y comiencen a quemarse la capa de helio. Estas estrellas a menudo se observan como un grupo de estrellas rojas en el diagrama color-magnitud de un grupo, 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 vuelven estrellas pulsantes inestables en la franja de inestabilidad amarilla (RR Lyrae variables), mientras que algunas se calientan aún más y pueden formar una cola azul o un gancho azul en la horizontal. sucursal. La morfología de la rama horizontal depende de parámetros como la metalicidad, la edad y el contenido de helio, pero aún se están modelando los detalles exactos.
Fase de rama gigante asintótica
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, paralela a la evolución gigante roja original, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura menos tiempo). Aunque el helio se quema en una capa, la mayor parte de la energía se produce cuando el hidrógeno se quema 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 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 de rama gigante postasintótica. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber de varios a cientos de pulsos térmicos.
Hay una fase en el ascenso de la rama gigante asintótica donde se forma una zona convectiva profunda y 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 forma se forma una estrella de carbono, estrellas muy frías y fuertemente 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 a la superficie, y la interacción entre estos procesos determina las luminosidades observadas y los espectros de estrellas de carbono en cúmulos particulares.
Otra clase bien conocida de estrellas de rama gigante asintótica son las variables Mira, que pulsan con períodos bien definidos de decenas a cientos de días y grandes amplitudes de hasta unas 10 magnitudes (en el aspecto visual, la luminosidad total cambia en un cantidad mucho menor). En 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 se pueden observar como estrellas OH/IR, pulsando en el infrarrojo y mostrando actividad de máser OH. Estas estrellas son claramente ricas en oxígeno, en contraste con las estrellas de carbono, pero ambas deben ser producidas por dragados.
Post-AGB
Estas estrellas de rango medio finalmente alcanzan la punta de la rama gigante asintótica y se quedan sin combustible para quemar la capa. No son lo suficientemente masivos para iniciar una fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen de nuevo, pasando por un período de superviento de rama gigante post-asintótico para producir una nebulosa planetaria con una estrella central extremadamente caliente. La estrella central luego se enfría y se convierte 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 y moléculas de polvo. Con la entrada de alta energía infrarroja de 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, produciendo una variedad de estrellas inusuales y poco conocidas conocidas como estrellas de rama gigante asintótica nacidas de nuevo. Estos pueden resultar en 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.
Estrellas masivas
En las estrellas masivas, el núcleo ya es lo suficientemente grande al comienzo de la capa de combustión de hidrógeno como para que se produzca la ignición del helio antes de que la presión de degeneración de electrones tenga la oportunidad de prevalecer. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y se enfrían, no se iluminan tan dramáticamente como las estrellas de menor masa; sin embargo, eran más luminosas en la secuencia principal y evolucionan a supergigantes muy luminosas. Sus núcleos se vuelven lo suficientemente masivos como para que no puedan sostenerse a sí mismos por la degeneración de los electrones y eventualmente colapsarán para producir una estrella de neutrones o un agujero negro.
Evolución supergigante
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, retienen temperaturas superficiales extremadamente altas (y color blanco azulado) desde el momento de la secuencia principal en adelante. Las estrellas más grandes de la generación actual tienen 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 externas tan rápido, 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 para que la convección se extienda desde el núcleo hasta la superficie, lo que da como resultado la ausencia de un núcleo y una envoltura separados debido a la mezcla completa.
El núcleo de una estrella masiva, definida como la región sin 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 se compone principalmente de carbono y oxígeno. En estrellas con un peso superior a unos 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-magnesio.
El límite de masa exacto para la quema total de carbono depende de varios factores, como la metalicidad y la pérdida de masa detallada en la rama gigante asintótica, pero es de aproximadamente 8-9 M☉. Una vez que se completa la quema de carbono, el núcleo de estas estrellas alcanza unos 2,5 M☉ y se calienta lo suficiente como para que se fusionen los elementos más pesados. Antes de que el oxígeno comience a fusionarse, el neón comienza a capturar electrones que desencadenan la quema de neón. Para un rango de estrellas de aproximadamente 8-12 M☉, este proceso es inestable y crea una fusión desbocada que resulta en una supernova de captura de electrones.
En estrellas más masivas, la fusión de neón se produce sin una deflagración desbocada. A esto le sigue, a su vez, la quema completa de oxígeno y la quema de silicio, lo que produce un núcleo que consiste principalmente en elementos con pico de hierro. Rodeando el núcleo hay caparazones de elementos más ligeros que aún se están fusionando. La escala de tiempo para la fusión completa de un núcleo de carbono a 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 prácticamente no cambia. El núcleo de hierro crece hasta que alcanza una masa efectiva de Chandrasekhar, más alta 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 de pico de hierro y el núcleo se vuelve incapaz de sostenerse por sí mismo. El núcleo colapsa y la estrella se destruye, ya sea en una supernova o en un colapso directo a un agujero negro.
Supernova
Cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa, formará una estrella de neutrones o, en el caso de núcleos que excedan el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, un agujero negro. A través de un proceso que no se entiende completamente, 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 los neutrones, y parte de su energía se transforma en calor y energía cinética, lo que aumenta la onda de choque iniciada por el rebote de parte del material que cae del 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, incluidos los elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá) el uranio. 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 elementos estables o de larga duración) isótopos vivos) producido en tales reacciones es bastante diferente del producido en una supernova. Ni la abundancia por sí sola coincide con la que se encuentra 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 proporciona su aceleración mucho más allá de la velocidad de escape, lo que genera 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 dan cuenta de parte de la transferencia de energía, no pueden dar cuenta de suficiente transferencia de energía para producir la eyección de material observada. 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.
Alguna evidencia obtenida del análisis de la masa y los parámetros orbitales de las estrellas de neutrones binarias (que requieren dos supernovas de este tipo) sugiere que el colapso de un núcleo de oxígeno-neón-magnesio puede producir una supernova que difiere observablemente (en otras formas además del tamaño) de una supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro.
Las estrellas más masivas que existen en la actualidad pueden ser completamente destruidas por una supernova con una energía que supere con creces su energía de enlace gravitacional. Este raro evento, causado por la inestabilidad de los pares, no deja remanentes de agujeros negros. En la historia pasada del universo, algunas estrellas eran incluso más grandes que las más grandes que existen en la actualidad, e inmediatamente colapsarían en un agujero negro al final de sus vidas, debido a la fotodesintegración.
Restos estelares
Después de que una estrella ha consumido su suministro de combustible, sus restos pueden tomar una de tres formas, dependiendo de la masa durante su vida.
Enanas blancas y negras
Para una estrella de 1 M☉, la enana blanca resultante es de unos 0,6 M☉, comprimido en aproximadamente 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 de 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 para quemar, la estrella irradia su 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.
La composición química de la enana blanca depende de su masa. Una estrella que tiene una masa de alrededor de 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 estar 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. Una estrella de masa del orden de magnitud del Sol no podrá iniciar la fusión de 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 agregue materia posteriormente (ver más abajo).). Una estrella de menos de la mitad de la masa del Sol no podrá iniciar la fusión de helio (como se señaló anteriormente) y producirá una enana blanca compuesta principalmente de helio.
Al final, todo lo 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 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 provocará el colapso en una estrella de neutrones o la 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 más altas del núcleo favorecen la reacción nuclear desbocada, que detiene el colapso del núcleo y conduce a una supernova de Tipo Ia. Estas supernovas pueden ser muchas veces más brillantes que la supernova Tipo II que marca la muerte de una estrella masiva, aunque esta última tiene la mayor liberación de energía total. 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 calienta lo suficiente como para fusionarse en una reacción desbocada en su superficie, aunque la enana blanca permanece debajo el límite de Chandrasekhar. Tal explosión se denomina nova.
Estrellas de neutrones
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 los 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 cierto modo como un núcleo atómico gigante), con una fina capa superior de materia degenerada (principalmente hierro, a menos que se agregue materia de diferente composición más adelante). Los neutrones resisten una mayor compresión por el principio de exclusión de Pauli, de 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 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 de las estrellas de neutrones oscilan entre aproximadamente 1,5 milisegundos (más de 600 revoluciones por segundo) y varios segundos. Cuando estas estrellas que giran rápidamente' los polos magnéticos 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 que se descubrieron. Aunque la radiación electromagnética detectada por 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.
Agujeros negros
Si la masa del remanente estelar es lo suficientemente alta, la presión de degeneración de los 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 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. De acuerdo con la relatividad general clásica, ninguna materia o información puede fluir 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.
Debido a que, en la actualidad, el mecanismo de colapso del núcleo de una supernova solo 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 forman 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. La resolución de estas incertidumbres requiere el análisis de más supernovas y remanentes de supernovas.
Modelos
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 entradas, 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 ejecutan extensos cálculos informáticos para determinar el estado cambiante de la estrella a lo largo del tiempo, lo que produce una tabla de datos que se puede usar para determinar la trayectoria evolutiva de la estrella a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell, junto con otras propiedades evolutivas. Se pueden usar 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.