Evolución estelar
Evolución estelar
La evolución estelar es el proceso mediante el cual una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependiendo de la masa de la estrella, su vida útil puede variar desde unos pocos millones de años para la más masiva hasta billones de años para la menos masiva, que es considerablemente más larga que la edad del universo . La tabla muestra la vida útil de las estrellas en función de su masa. [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 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 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 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 de tamaño, pasando por la etapa subgigante hasta llegar a la gigante roja.fase. 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 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 cuando sus núcleos de hierro inerte colapsan en una estrella de neutrones o un agujero negro extremadamente denso . Aunque el universo no es lo suficientemente viejo para ninguna de las enanas rojas más pequeñasPara haber 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. [2]
La evolución estelar no se estudia observando 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 observando numerosas estrellas en varios momentos de su vida y simulando la estructura estelar utilizando modelos informáticos .
El cambio de tamaño con el tiempo de una estrella similar al Sol.
Duración representativa de las estrellas en función de su masa.
Formación estelar
Representación del artista del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, comenzando como una estrella de secuencia principal en la parte inferior izquierda y luego expandiéndose a través de las fases subgigante y gigante , hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria en la parte superior derecha.
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 × 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 aumenta su temperatura y presión, un fragmento se condensa en una bola giratoria de gas supercaliente conocida como protoestrella . [3]
Una protoestrella continúa creciendo por acreción 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 compara típicamente 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 de estrellas parentales .
Gráfico de evolución estelar
Enanas marrones y objetos subestelares
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. Estos se conocen como enanas marrones . La Unión Astronómica Internacional define a las enanas marrones como estrellas lo suficientemente masivas como para fusionar el 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 M J se clasifican como enanas sub-marrones(pero si orbitan alrededor de otro objeto estelar, se clasifican como planetas). [6] Ambos tipos, quemadores de deuterio y no, brillan tenuemente y se desvanecen lentamente, enfriándose gradualmente durante cientos de millones de años.
Secuencia principal
Para una protoestrella más masiva, la temperatura central alcanzará eventualmente 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 algo 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 con relativa rapidez a un equilibrio hidrostáticoen 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. La estrella así 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 secuencia principal dependerá de la masa de la estrella. Las enanas rojas pequeñas, relativamente frías y de baja masa fusionan el hidrógeno lentamente y permanecerán en la secuencia principal durante cientos de miles de millones de años o más, mientras que las estrellas masivas de tipo O calientes dejarán la secuencia principal después de 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 secuencia principal.
Esquema de la evolución estelar.
Las pistas evolutivas de estrellas con diferentes masas iniciales en el diagrama de Hertzsprung-Russell . Las pistas comienzan una vez que la estrella ha evolucionado a la secuencia principal y se detienen cuando se detiene la fusión (para estrellas masivas) y al final de la rama gigante roja (para estrellas de 1 M ☉ y menos). [7]
Se muestra una pista amarilla para el Sol , que se convertirá en una gigante roja después de que termine su fase de secuencia principal antes de expandirse más a lo largo de la rama gigante asintótica , que será la última fase en la que el Sol se fusionará.
Representación simplista de las etapas de la evolución estelar.
Estrellas maduras
Finalmente, el núcleo 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 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 estos suceda primero depende de la masa de la estrella.
Estrellas de baja masa
Lo que sucede después de que una estrella de baja masa deja de producir energía a través de la fusión no se ha observado directamente; el universo tiene alrededor de 13,8 mil millones de años, que es menos tiempo (en varios órdenes de magnitud, en algunos casos) del que se necesita para que la fusión cese en tales 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 . [8] [9] Tales 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 de hidrógeno continuará hasta que casi toda la estrella sea helio.
Las estrellas un poco 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 llegan a la punta de la rama de la gigante roja. Cuando termina la combustión de la capa de hidrógeno, estas estrellas se mueven directamente de la rama gigante roja como una estrella posasintótica-gigante-rama (AGB), pero a 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" pasan a etapas posteriores de evolución más allá de la rama de gigante roja.
Estructuras internas de estrellas de la secuencia principal , zonas de convección con ciclos con flechas y zonas radiativas con destellos rojos. A la izquierda, una enana roja de baja masa , en el centro una enana amarilla de tamaño mediano y a la derecha una estrella masiva de secuencia principal azul-blanca.
Estrellas medianas
Las estrellas de aproximadamente 0,6–10 M ☉ se convierten en gigantes rojas , que son estrellas grandes que no pertenecen 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 gran luminosidad. Los ejemplos incluyen 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 ramas gigantes rojas, con núcleos inertes hechos de helio e hidrógeno, y estrellas asintóticas de ramas gigantes, con núcleos inertes. hecho de conchas de carbón y helio dentro de las conchas de hidrógeno. [11] Entre estas dos fases, las estrellas pasan un período en la rama horizontal con un núcleo de fusión de helio. Muchas de estas estrellas de fusión de helio se agrupan hacia el extremo frío de la rama horizontal como gigantes de tipo K y se las conoce como gigantes rojas agrupadas .
Cuando una estrella agota el hidrógeno en 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. Eventualmente, el núcleo se degenera, en estrellas alrededor de la masa 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 que la luminosidad de la estrella aumente, momento en el que la estrella se expande hacia la rama gigante roja. [12]
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 profundamente 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, con los mayores efectos , siendo inobservables las alteraciones de los isótopos de hidrógeno y helio. Los efectos del ciclo CNO aparecen en superficie durante el primer dragado , con 12 C / 13 más bajos .Relaciones C y proporciones alteradas de carbono y nitrógeno. Estos son detectables con espectroscopía 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 Schoenberg-Chandrasekhar , por lo que aumenta la temperatura, lo que hace que aumente la velocidad de fusión en la capa de hidrógeno. La estrella aumenta de luminosidad hacia la punta de la rama gigante roja . Las estrellas de ramas gigantes rojas 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 del 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 están respaldados 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 sin destellos. [13] 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 [12] y 10 11 veces la luminosidad del Sol (aproximadamente la luminosidad de la Milky Way Galaxy ) durante unos segundos. [14]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 del hidrógeno en las capas superpuestas se ralentiza y la generación de energía total disminuye. La estrella se contrae, aunque no hasta la secuencia principal, y migra a la rama horizontal en el diagrama de Hertzsprung-Russell, reduciendo gradualmente su radio y aumentando su temperatura superficial.
Las estrellas de destello de helio del núcleo evolucionan hacia el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de que obtengan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado y comiencen a quemar la capa de helio. Estas estrellas a menudo se observan como un grupo de estrellas rojas en el diagrama de color y 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 a temperaturas más altas, algunas se convierten en estrellas pulsantes inestables en la franja amarilla de inestabilidad ( RR Lyrae variables), mientras que algunos se vuelven aún más calientes y pueden formar una cola azul o un gancho azul en la rama horizontal. 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 asintótica-gigante
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 del gigante rojo, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura menos tiempo). [17] Aunque el helio se quema en una capa, la mayor parte de la energía es producida por el hidrógeno que se quema en una capa más alejada del núcleo de la estrella. El helio de estas cáscaras que queman hidrógeno cae hacia el centro de la estrella y periódicamente la producción de energía de la cáscara de helio aumenta drásticamente. Esto se conoce como pulso térmico.y ocurren hacia el final de la fase asintótica-rama-gigante, a veces incluso en la fase post-asintótica-rama-gigante. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber varios o cientos de pulsos térmicos.
Hay una fase en el ascenso de la rama asintótica-gigante donde se forma una zona convectiva profunda que puede traer 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 y espectros observados de estrellas de carbono en cúmulos particulares.
Otra clase bien conocida de estrellas asintóticas de ramas gigantes 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 visual, la luminosidad total cambia en una cantidad mucho menor ). En 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 , que pulsan en el infrarrojo y muestran 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 asintótica-gigante y se quedan sin combustible para quemar conchas. No son lo suficientemente masivos para comenzar la fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen nuevamente, pasando por un período de superviento post-asintótico-gigante-rama 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 , 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 las partículas de polvoy moléculas para formar. Con la alta entrada de energía infrarroja de la estrella central, se forman las condiciones ideales en estas envolturas circunestelares para la excitación máser .
Es posible que se produzcan pulsos térmicos una vez que haya comenzado la evolución post-asintótica-rama gigante, produciendo una variedad de estrellas inusuales y poco entendidas conocidas como estrellas asintóticas-ramas gigantes-nacidas de nuevo. [19] Estos pueden resultar en estrellas de ramas horizontales extremas (estrellas B subenanas ), estrellas de ramas gigantes post-asintóticas deficientes en hidrógeno, estrellas centrales de nebulosas planetarias variables y variables R Coronae Borealis .
La trayectoria evolutiva de una masa solar, metalicidad solar, estrella desde la secuencia principal hasta post-AGB
Fase subgigante
La Nebulosa Ojo de Gato , una nebulosa planetaria formada por la muerte de una estrella con aproximadamente la misma masa que el Sol.
Estrellas masivas
En las estrellas masivas, el núcleo ya es lo suficientemente grande al inicio de la combustión de la capa de hidrógeno como para que se produzca la ignición del helio antes de que la presión de degeneración de electrones tenga la posibilidad de volverse predominante. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y enfrían, no brillan tan dramáticamente como las estrellas de menor masa; sin embargo, fueron 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 por la degeneración de 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 la radiación que tienden a desprenderse de sus propias envolturas antes de que puedan expandirse para convertirse en supergigantes rojas . y así retienen temperaturas superficiales extremadamente altas (y color blanco azulado) desde su tiempo de secuencia principal en adelante. Las estrellas más grandes de la generación actual miden entre 100 y 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 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 una mezcla completa.
El núcleo de una estrella masiva, definida como la región sin hidrógeno, se vuelve más caliente y más densa 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 que pesan más de aproximadamente 8 M about , 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 de electrones , y estas estrellas eventualmente dejarán una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio. [21] [22]
El límite de masa exacto para la combustión total de 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 ☉ . [21] Una vez que se completa la combustión del carbono, el núcleo de estas estrellas alcanza aproximadamente 2,5 M ☉ y se calienta lo suficiente como para que los elementos más pesados se fusionen. Antes de que el oxígeno comience a fusionarse , el neón comienza a capturar electrones que desencadenan la combustión del neón . Para un rango de estrellas de aproximadamente 8-12 M ☉ , este proceso es inestable y crea una fusión descontrolada que resulta en una supernova de captura de electrones . [23][22]
En estrellas más masivas, la fusión del neón procede sin una deflagración descontrolada. A esto le sigue, a su vez, una combustión completa de oxígeno y una combustión de silicio , lo que produce un núcleo que consta principalmente de elementos de pico de hierro . Rodeando el 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 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 permanece prácticamente sin cambios. El núcleo de hierro crece hasta que alcanza una masa Chandrasekhar efectiva , más alta que la masa Chandrasekhar formal.debido a varias correcciones para los efectos relativistas, la entropía, la carga y la envolvente circundante. La masa de Chandrasekhar efectiva 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 del 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 superen 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 un tipo Ib, Tipo Ic, Tipo II o supernova . Se sabe que el colapso del núcleo produce una oleada masiva de neutrinos , como se observó con la supernova SN 1987A . Los neutrinos extremadamente enérgicos 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 , aumentando así 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 que incluye los elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá) del uranio . [24] 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 queEl hierro (y en particular, de ciertos isótopos de elementos que tienen múltiples isótopos estables o de larga vida) producido en tales reacciones es bastante diferente del producido en una supernova. Ninguna abundancia por sí sola coincide con la que se encuentra en el Sistema Solar , por lo que se requieren tanto las supernovas como la expulsión 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 provoca una supernova de Tipo Ib, Tipo Ic o Tipo II. El conocimiento actual de esta transferencia de energía aún no es satisfactorio; 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 la transferencia de energía suficiente para producir la eyección de material observada. [25] 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 los parámetros de masa y orbitales de las estrellas de neutrones binarios (que requieren dos supernovas de este tipo) sugiere que el colapso de un núcleo de oxígeno-neón-magnesio puede producir una supernova que difiere de forma observable (en formas distintas al tamaño) de supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro.
Las estrellas más masivas que existen hoy en día pueden ser completamente destruidas por una supernova con una energía que excede en gran medida su energía de enlace gravitacional . Este raro evento, causado por la inestabilidad de los pares , no deja ningún remanente de agujero negro. [29] 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 .
La Nebulosa del Cangrejo , los restos destrozados de una estrella que explotó como una supernova visible en 1054 d.C.
Imagen reconstruida de Antares , una supergigante roja
Las capas en forma de cebolla de una estrella evolucionada masiva justo antes del colapso del núcleo (no a escala)
Enanas blancas y negras
Restos estelares
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 electrones proporciona un límite bastante suave contra una mayor compresión; por tanto, para una determinada composición química, 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 está 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, pero habrá perdido la mayor parte de su energía después de mil millones de años. [30]
La composición química de la enana blanca depende de su masa. Una estrella de unas pocas 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. [31]Una estrella de masa del orden de magnitud del Sol no podrá encender la fusión del 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 adelante (ver más abajo). ). Una estrella de menos de la mitad de la masa del Sol no podrá encender la fusión del helio (como se señaló anteriormente) y producirá una enana blanca compuesta principalmente de helio.
Al final, todo lo que queda es una masa oscura y fría a veces llamada enana negra . Sin embargo, el universo aún no es lo suficientemente viejo como para que exista ninguna enana negra.
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 al 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; temperaturas centrales más altas favorecen la reacción nuclear descontrolada, que detiene el colapso del núcleo y conduce a unaSupernova tipo Ia . [32] 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 del colapso significa que no puede existir una 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 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 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. . Tal explosión se denomina nova .
Estrellas de neutrones
Normalmente, los átomos son principalmente 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 protones se fusionen por captura de electrones . Sin electrones, que mantienen los núcleos separados, los neutrones colapsan en una bola densa (en algunos aspectos como un núcleo atómico gigante), con una capa delgada superpuesta de materia degenerada (principalmente hierro, a menos que se agregue más tarde materia de diferente composición). Los neutrones resisten una mayor compresión por el principio de exclusión de Pauli , de una manera análoga a la presión de degeneración electrónica, pero más fuerte.
Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas, del orden de un radio de 10 km, 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 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 llaman púlsares., y fueron las primeras estrellas de neutrones en ser descubiertas. Aunque la radiación electromagnética detectada por los púlsares se presenta con mayor frecuencia en forma de ondas de radio, los púlsares también se han detectado 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 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 . Según la relatividad general clásica, ninguna materia o información puede fluir desde el interior de un agujero negro a un observador externo, 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 observación astronómica.
Debido a que el mecanismo de colapso del núcleo de una supernova, en la actualidad, 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 se forman inicialmente inestables. estrellas de neutrones 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 un 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 por computadora 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 en el diagrama de Hertzsprung-Russell. , junto con otras propiedades en evolución. [35]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. [36]
¡
Formación y evolución de galaxias : procesos que formaron un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo.
Cronología de la naturaleza : eventos del universo desde el Big Bang hace 13.800 millones de años
Nucleosíntesis : proceso que crea nuevos núcleos atómicos a partir de nucleones preexistentes, principalmente protones y neutrones.
Población estelar : agrupación de estrellas por metalicidad similar ( metalicidad )
Rotación estelar § Después de la formación - Movimiento angular de una estrella alrededor de su eje - Rotaciones lentas a medida que las estrellas envejecen
Después de que una estrella ha agotado su suministro de combustible, sus remanentes pueden tomar una de tres formas, dependiendo de la masa durante su vida.
Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y de gran masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva
Onda de choque similar a una burbuja que todavía se expande desde una explosión de supernova hace 15.000 años.
