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Evolución estelar

Un gráfico de masa-radio (logaritmo) de varios cuerpos celestes y su evolución. La evolución estelar es el proceso por el cual una estrella cambia a lo largo del tiempo. Dependi...

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Un gráfico de masa-radio (logaritmo) de varios cuerpos celestes y su evolución.

La 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 variar desde unos pocos millones de años para las más masivas hasta billones de años para las menos masivas, lo cual es considerablemente mayor que la edad actual del universo . La tabla muestra las vidas útiles de las estrellas en función de sus masas. [ 1 ] Todas las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo en colapso , a menudo llamadas nebulosas o nubes moleculares . A lo largo de millones de años, estas protoestrellas se estabilizan 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. Posteriormente, a medida que la mayoría de los átomos en el núcleo se convierten 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, pasando por la etapa de subgigante hasta alcanzar la fase de gigante roja . Las estrellas con al menos la mitad de la masa del Sol también pueden comenzar a generar energía mediante la fusión de helio en su núcleo, mientras que las estrellas más masivas pueden fusionar elementos más pesados ​​a lo largo de una serie de capas concéntricas. Una vez que una estrella como el Sol ha agotado su combustible nuclear, su núcleo colapsa 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 inertes de hierro colapsan en una estrella de neutrones o agujero negro extremadamente denso . Aunque el universo no es lo suficientemente antiguo como para que ninguna de las enanas rojas más pequeñas haya llegado al final de su existencia, los modelos estelares sugieren que se volverán gradualmente más brillantes y calientes antes de agotar su 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 comprenden cómo evolucionan las estrellas observando numerosas estrellas en diferentes momentos de su vida y simulando la estructura estelar mediante modelos informáticos .

Formación estelar

Representación simplificada de las etapas de la evolución estelar.

Protostar

Esquema de la evolución estelar

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 diámetro y contienen hasta 6 000 000 masas solares (1,2 × 10³⁷ kg ) . Al colapsar, una nube molecular gigante se divide en fragmentos cada vez más pequeños. En cada uno de estos fragmentos, el gas en colapso libera energía potencial gravitacional en forma de calor. A medida que aumentan su temperatura y presión, un fragmento se condensa en una esfera 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 ligados 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 flujos de gas hacia afuera. [ 4 ]  

Una protoestrella continúa creciendo mediante la acumulación de gas y polvo de la nube molecular, convirtiéndose en una estrella presecuencia principal al alcanzar 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 × 10³⁰ kg ) equivale a 1 masa solar.  

Las protoestrellas están rodeadas de polvo y, por lo tanto, son más fácilmente visibles en longitudes de onda infrarrojas . Las observaciones del Explorador de Sondeo Infrarrojo de Campo Amplio (WISE) han sido especialmente importantes para revelar numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos estelares progenitores . [ 5 ] [ 6 ]

enanas marrones y objetos subestelares

Las protoestrellas con masas menores 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. Estas se conocen como enanas marrones . La Unión Astronómica Internacional define las enanas marrones como estrellas lo suficientemente masivas como para fusionar deuterio en algún momento de sus vidas (13 masas de Júpiter ( M J ), 2,5 × 10 28 kg, o 0,0125 M ☉ ). Los objetos más pequeños que 13 M J se clasifican como subenanas marrones (pero si orbitan alrededor de otro objeto estelar se clasifican como planetas). [ 7 ] Ambos tipos, que queman deuterio y no, brillan débilmente y se desvanecen lentamente, enfriándose gradualmente durante cientos de millones de años.       

objetos de masa estelar de la secuencia principal

Main Sequence
Main Sequence
Las trayectorias evolutivas de estrellas con diferentes masas iniciales en el diagrama de Hertzsprung-Russell . Las trayectorias comienzan una vez que la estrella ha evolucionado a la secuencia principal y terminan cuando cesa la fusión (para estrellas masivas) y al final de la rama de gigante roja (para estrellas de 1 M☉ o menos). [ 8 ] Se muestra una trayectoria amarilla para el Sol , que se convertirá en una gigante roja después de que termine su fase de secuencia principal antes de expandirse aún más a lo largo de la rama gigante asintótica , que será la última fase en la que el Sol experimenta fusión. 
La juventud violenta de estrellas como el Sol

Para una protoestrella más masiva, la temperatura del núcleo eventualmente alcanzará los 10 millones de kelvin , iniciando la reacción en cadena protón-protón y permitiendo que el hidrógeno se fusione, primero en deuterio y luego en helio . En estrellas de poco más de 1 M☉ (2,0 × 10³⁰ 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. La estrella, por lo tanto, evoluciona rápidamente hacia un estado estable, comenzando la fase de secuencia principal de su evolución.  

Una nueva estrella se ubicará en un punto específico de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell , y su tipo espectral dependerá de su masa. Las enanas rojas pequeñas, relativamente frías y de baja masa fusionan hidrógeno lentamente y permanecen en la secuencia principal durante cientos de miles de millones de años o más, mientras que las estrellas masivas y calientes de tipo O la abandonan tras solo unos pocos millones de años. Una enana amarilla de tamaño mediano , como el Sol, permanece en la secuencia principal durante unos 10 mil millones de años. Se cree que el Sol se encuentra en la mitad de su ciclo de vida en la secuencia principal.

Sistema planetario

Una estrella puede adquirir un disco protoplanetario , que además puede desarrollarse hasta convertirse en un sistema planetario .

estrellas maduras

Estructuras internas de estrellas de la secuencia principal : zonas de convección con ciclos indicados con flechas y zonas radiactivas con destellos rojos. A la izquierda, una enana roja de baja masa; en el centro, una enana amarilla de tamaño medio; y a la derecha, una estrella masiva azul-blanca de la secuencia principal.

Finalmente, el núcleo de la estrella agota sus reservas de hidrógeno y comienza a desviarse de la secuencia principal . Sin la presión de radiación 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 hasta que alcanza una temperatura lo suficientemente alta (alrededor de 100 MK) como para que comience la fusión del helio . El orden en que esto ocurra 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 mediante fusión no se ha observado directamente; el universo tiene alrededor de 13.800 millones de años, lo que supone menos tiempo (en algunos casos, varios órdenes de magnitud) del que tarda la fusión en cesar en dichas estrellas.

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 su temperatura como su 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 desarrollará un núcleo de helio degenerado con una envoltura 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 finaliza la combustión de la capa de hidrógeno, estas estrellas se desvían directamente de la rama de las gigantes rojas como una estrella post -rama asintótica de 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 su evolución más allá de la rama de las gigantes rojas. [ 11 ] 

Estrellas de tamaño mediano

La trayectoria evolutiva de una estrella con masa y metalicidad solares, desde la secuencia principal hasta la fase post-AGB.

Las estrellas de aproximadamente 0,6 a 10 M☉ se convierten en gigantes rojas , que son estrellas grandes que no pertenecen a la secuencia principal y pertenecen a la clasificación estelar K o M. Las gigantes rojas se ubican en el 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 Arcturus en la constelación de Boötes . 

Las estrellas de tamaño medio son gigantes rojas durante dos fases distintas de su evolución posterior a la secuencia principal: estrellas de la rama de gigantes rojas, con núcleos inertes formados por capas de fusión de helio e hidrógeno, y estrellas de la rama de gigantes asintóticas, con núcleos inertes formados por capas de fusión de carbono y helio dentro de las capas de fusión de hidrógeno. [ 12 ] Entre estas dos fases, las estrellas pasan un período en la rama horizontal con un núcleo de fusión de helio. Muchas de estas estrellas 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 del cúmulo rojo .

Fase subgigante

Cuando una estrella agota el hidrógeno de su núcleo, abandona la secuencia principal y comienza a fusionar hidrógeno en una capa externa. La masa del núcleo aumenta a medida que la capa produce más helio. Dependiendo de la masa del núcleo de helio, este proceso continúa durante varios millones o incluso 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, en estrellas con una masa cercana a la del Sol, el núcleo se degenera, o bien las capas exteriores se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, en estrellas más masivas. Cualquiera de estos cambios provoca un aumento de la temperatura de la capa de hidrógeno y, por consiguiente, un aumento de la luminosidad de la estrella, momento en el que esta se expande hacia la rama de las gigantes rojas. [ 13 ]

fase de rama de gigantes rojas

Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al Sol, que comienza como una estrella de la secuencia principal en la parte inferior izquierda y luego se expande a través de las fases de subgigante y gigante , hasta que su envoltura exterior es expulsada para formar una nebulosa planetaria en la parte superior derecha.

Las capas exteriores en expansión de la estrella son convectivas , y el material se mezcla por turbulencia desde las proximidades de las regiones de fusión hasta la superficie estelar. Excepto en las estrellas de menor masa, el material fusionado ha permanecido en las profundidades del interior estelar hasta este punto, por lo que la envoltura convectiva hace visibles los productos de fusión en la superficie estelar por primera vez. En esta etapa de evolución, los resultados son sutiles, y los efectos más importantes, las alteraciones en los isótopos de hidrógeno y helio, son inobservables. Los efectos del ciclo CNO aparecen en la superficie durante el primer dragado , con menores proporciones de 12C / 13C y proporciones alteradas de carbono y nitrógeno. Estos son detectables mediante espectroscopia y se han medido en muchas estrellas evolucionadas.

El núcleo de helio continúa creciendo en la rama de las gigantes rojas. Ya no se encuentra en equilibrio térmico, ya sea degenerado o por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar , por lo que aumenta su temperatura, lo que provoca un incremento en la tasa de fusión en la capa de hidrógeno. La luminosidad de la estrella aumenta 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 alcanzan 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 llegar a ese punto.

Rama horizontal

En los núcleos de helio de las estrellas en el rango de 0,6 a 2,0 masas solares, que están sostenidos 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, el encendido de la fusión de helio ocurre relativamente lento sin destello. [ 14 ] La potencia nuclear liberada durante el destello de helio es muy grande, del orden de 10 8 veces la luminosidad del Sol durante unos días [ 13 ] y 10 11 veces la luminosidad del Sol (aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea ) durante unos segundos. [ 15 ] Sin embargo, la energía es consumida por la expansión térmica del núcleo inicialmente degenerado y por lo tanto no puede ser vista desde fuera de la estrella. [ 13 ] [ 15 ] [ 16 ] Debido a la expansión del núcleo, la fusión de hidrógeno en las capas suprayacentes se ralentiza y la generación total de energía disminuye. La estrella se contrae, aunque no del todo hasta la secuencia principal, y migra hacia la rama horizontal en el diagrama de Hertzsprung-Russell, reduciendo gradualmente su radio y aumentando su temperatura superficial.

El cambio de tamaño con el tiempo de una estrella similar al Sol

Las estrellas de helio con núcleo brillante evolucionan hacia el extremo rojo de la rama horizontal, pero no migran a temperaturas más altas antes de adquirir un núcleo degenerado de carbono-oxígeno y comenzar la combustión de la envoltura de helio. Estas estrellas se observan a menudo como un cúmulo rojo en el diagrama color-magnitud de un cúmulo estelar, 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 amarilla de inestabilidad ( variables RR Lyrae ), mientras que otras 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 los detalles exactos aún se están modelando. [ 17 ]

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 original de la gigante roja, pero con una generación de energía aún más rápida (que dura un tiempo más corto). [ 18 ] Aunque el helio se quema en una capa, la mayor parte de la energía se produce por la combustión de 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 ocurren hacia el final de la fase de la rama gigante asintótica, a veces incluso en la fase posterior a la rama gigante asintótica. Dependiendo de la masa y la composición, puede haber desde varios hasta cientos de pulsos térmicos.

En el ascenso de la rama asintótica de gigantes, existe una fase en la que se forma una zona convectiva profunda que puede transportar carbono desde el núcleo hasta la superficie. Esto se conoce como el segundo dragado ascendente, y en algunas estrellas puede incluso haber un tercer dragado ascendente. De esta manera se forma una estrella de carbono , estrellas muy frías y fuertemente enrojecidas que muestran intensas líneas de carbono en sus espectros. Un proceso conocido como combustión en el 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 los espectros observados de las estrellas de carbono en cúmulos particulares. [ 19 ]

Otra clase bien conocida de estrellas de la rama asintótica de gigantes son las variables Mira , que pulsan con periodos bien definidos de decenas a cientos de días y grandes amplitudes de hasta aproximadamente 10 magnitudes (en el espectro visible, la luminosidad total varía en una cantidad mucho menor). En las estrellas más masivas, la luminosidad aumenta y el periodo de pulsación se alarga, lo que conlleva una mayor pérdida de masa y una fuerte ocultación en longitudes de onda visibles. Estas estrellas pueden observarse como estrellas OH/IR , pulsando en el infrarrojo y mostrando actividad máser de OH . Estas estrellas son claramente ricas en oxígeno, a diferencia de las estrellas de carbono, pero ambas deben producirse por procesos de dragado.

Después de la AGB

La Nebulosa del Ojo de Gato , una nebulosa planetaria formada por la muerte de una estrella con aproximadamente la misma masa que el Sol.

Estas estrellas de rango medio finalmente alcanzan la punta de la rama asintótica de gigantes y se quedan sin combustible para la fusión nuclear. No son lo suficientemente masivas para iniciar la fusión de carbono a gran escala, por lo que se contraen nuevamente, pasando por un período de superviento posterior a la rama asintótica de gigantes para producir una nebulosa planetaria con una estrella central extremadamente caliente. La estrella central se enfría entonces hasta convertirse en una enana blanca. El gas expulsado es relativamente rico en elementos pesados ​​creados dentro de la estrella y puede estar particularmente enriquecido en oxígeno o carbono , dependiendo del tipo de estrella. El gas se acumula en una envoltura circunestelar en expansión y se enfría a medida que se aleja de la estrella, lo que permite la formación de partículas de polvo y moléculas. Con el alto aporte de energía infrarroja de la estrella central, se forman en estas envolturas circunestelares las condiciones ideales para la excitación máser .

Es posible que se produzcan pulsos térmicos una vez que haya comenzado la evolución de la rama asintótica-gigante, produciendo una variedad de estrellas inusuales y poco comprendidas conocidas como estrellas de la rama asintótica-gigante renacidas. [ 20 ] Estas pueden dar lugar a estrellas de la rama horizontal extrema ( estrellas B subenanas ), estrellas de la rama asintótica-gigante deficientes en hidrógeno, estrellas centrales de nebulosas planetarias variables y variables R Coronae Borealis .

Estrellas masivas

Imagen reconstruida de Antares , una supergigante roja.

En las estrellas masivas, el núcleo ya es lo suficientemente grande al inicio de la fusión del hidrógeno como para que la ignición del helio ocurra antes de que la presión de degeneración electrónica se vuelva predominante. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expanden y se enfrían, no brillan tan drásticamente como las estrellas de menor masa; sin embargo, fueron 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 la degeneración electrónica y eventualmente colapsarán para producir una estrella de neutrones o un agujero negro . [ 21 ]

Evolución de los supergigantes

Las estrellas extremadamente masivas (de 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 por lo tanto conservan temperaturas superficiales extremadamente altas (y un color blanco azulado) desde su etapa de secuencia principal en adelante. Las estrellas más grandes de la generación actual tienen alrededor de 100–150 M☉ porque las capas exteriores serían expulsadas por la radiación extrema. Aunque las estrellas de menor masa normalmente no queman sus capas exteriores tan rápidamente, también pueden evitar convertirse en gigantes rojas o supergigantes rojas si están en sistemas binarios lo suficientemente cerca como para que la estrella compañera se desprenda de la envoltura a medida que se expande, o si rotan 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 una mezcla completa. [ 22 ]  

Las capas superpuestas, como cebollas, de una estrella masiva y evolucionada justo antes del colapso de su núcleo (sin escala).

El núcleo de una estrella masiva, definido como la región empobrecida en hidrógeno, se vuelve más caliente y denso a medida que acumula material proveniente de la fusión del hidrógeno fuera del núcleo. En estrellas suficientemente masivas, el núcleo alcanza temperaturas y densidades lo suficientemente altas como para fusionar carbono y elementos más pesados ​​mediante el proceso alfa . Al final de la fusión del helio, el núcleo de una estrella se compone principalmente de carbono y oxígeno. En estrellas más masivas 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 completamente antes de que se produzca la degeneración electrónica , y estas estrellas eventualmente dejarán una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio . [ 23 ] [ 21 ] 

El límite de masa exacto 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 aproximadamente 8–9 M☉ . [ 23 ] Después de que la combustión del carbono se completa, el núcleo de estas estrellas alcanza aproximadamente 2,5 M☉ y se vuelve lo suficientemente caliente como para que los elementos más pesados ​​se fusionen. 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 desbocada que resulta en una supernova de captura de electrones . [ 24 ] [ 21 ]   

En las estrellas más masivas, la fusión del neón se produce sin una deflagración descontrolada. A esto le sigue la fusión completa del oxígeno y del silicio , lo que produce un núcleo compuesto principalmente por elementos del pico del hierro . Rodeando el núcleo hay capas de elementos más ligeros que aún se encuentran en proceso de fusión. El tiempo necesario para la fusión completa de un núcleo de carbono a un núcleo de hierro es tan corto, apenas unos cientos de años, que las capas exteriores de la estrella no pueden reaccionar y su apariencia permanece prácticamente inalterada. El núcleo de hierro crece hasta alcanzar una masa efectiva de Chandrasekhar , superior a la masa formal de Chandrasekhar debido a diversas 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 las estrellas más masivas . Una vez alcanzada esta masa, los electrones comienzan a ser capturados por los núcleos del pico del hierro y el núcleo se vuelve incapaz de sostenerse a sí mismo. El núcleo colapsa y la estrella es destruida, ya sea en una supernova o en un colapso directo a un agujero negro . [ 21 ]  

Supernova

La Nebulosa del Cangrejo , los restos fragmentados de una estrella que explotó como supernova, fue visible en el año 1054 d. C.

Cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa, forma una estrella de neutrones o, en el caso de núcleos que superan el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , un agujero negro . Mediante un proceso que aún no se comprende del todo, 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 en 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 otra parte se transforma en calor y energía cinética , lo que aumenta 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 elementos radiactivos hasta (y probablemente más allá de) el uranio . [ 25 ] Aunque las gigantes rojas que no explotan pueden producir cantidades significativas de elementos más pesados ​​que el hierro usando 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 de las abundancias por sí sola coincide con la que se encuentra en el Sistema Solar , por lo que tanto las supernovas, las fusiones de estrellas de neutrones [ 26 ] como la eyección de elementos de las gigantes rojas son necesarias para explicar la abundancia observada de elementos pesados ​​y sus isótopos .

La energía transferida desde el colapso del núcleo al material que rebota no solo genera elementos pesados, sino que también permite su aceleración mucho más allá de la velocidad de escape , causando así una supernova de tipo Ib, tipo Ic o tipo II. La comprensión actual de esta transferencia de energía aún no es satisfactoria; aunque los modelos informáticos actuales de supernovas de tipo Ib, tipo Ic y tipo II explican parte de la transferencia de energía, no logran explicar la transferencia de energía suficiente para producir la eyección de material observada. [ 27 ] 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 sabor particular de neutrinos, sino también a través de otros efectos de la relatividad general sobre los neutrinos. [ 28 ] [ 29 ]

Algunas evidencias obtenidas del análisis de la masa y los parámetros orbitales de las 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 aspectos distintos al tamaño) de una supernova producida por el colapso de un núcleo de hierro. [ 30 ]

Las estrellas más masivas que existen hoy podrían ser destruidas por completo por una supernova con una energía que exceda ampliamente su energía de enlace gravitacional . Este raro evento, causado por inestabilidad de pares , no deja ningún remanente de agujero negro. [ 31 ] En la historia pasada del universo, algunas estrellas eran incluso más grandes que las más grandes que existen hoy, y colapsarían inmediatamente en un agujero negro al final de sus vidas, debido a la fotodesintegración .

restos estelares

Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo), masa media (ciclo superior izquierdo) y alta masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva.

Una vez que una estrella ha agotado su combustible, sus restos pueden adoptar una de tres formas, dependiendo de la masa que haya tenido durante su vida útil.

Enanos blancos y negros

Para una estrella de 1 M☉ , la enana blanca resultante tiene un volumen aproximado de 0,6 M☉ , comprimido hasta alcanzar un volumen similar al de la Tierra. Las enanas blancas son estables porque la atracción gravitatoria hacia el interior se equilibra con la presión de degeneración de los electrones de la estrella, consecuencia del principio de exclusión de Pauli . La presión de degeneración electrónica proporciona un límite relativamente flexible a 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, con temperaturas superiores a 100 000 K en su superficie e incluso mayores en su interior. Es tan caliente que pierde gran parte de su energía 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. [ 32 ]

La composición química de la enana blanca depende de su masa. Una estrella con una masa de aproximadamente 8-12 masas solares iniciará la fusión del carbono para formar magnesio, neón y cantidades menores de otros elementos, dando 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. [ 33 ] Una estrella con una masa del orden de magnitud del Sol no podrá iniciar la fusión del carbono y producirá una enana blanca compuesta principalmente de carbono y oxígeno, y con una masa demasiado baja para colapsar a menos que se le agregue materia posteriormente (ver más abajo). Una estrella con menos de aproximadamente la mitad de la masa del Sol no podrá iniciar la fusión del helio (como se mencionó 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 antiguo como para que existan enanas negras.

Si la masa de la enana blanca aumenta por encima del límite de Chandrasekhar , que es 1,4 M ☉ para una enana blanca compuesta principalmente de carbono, oxígeno, neón y/o magnesio, entonces la presión de degeneración electrónica 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 o bien al colapso en una estrella de neutrones o a la ignición desbocada 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 . [ 34 ] 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 una mayor liberación total de energía. Esta inestabilidad que conduce al colapso implica que no puede existir ninguna enana blanca con una masa superior a 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 provocar 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 alcance la temperatura suficiente para fusionarse en una reacción descontrolada en su superficie, aunque la enana blanca permanezca por debajo del límite de Chandrasekhar. Dicha explosión se denomina nova .

estrellas de neutrones

Onda expansiva con forma de burbuja que aún se expande tras la explosión de una supernova hace 15.000 años.

Normalmente, los átomos son en su mayoría nubes de electrones en volumen, con núcleos muy compactos en el centro (proporcionalmente, si los átomos tuvieran el tamaño de un estadio de fútbol, ​​sus núcleos serían del tamaño de ácaros del polvo). Cuando un núcleo estelar colapsa, la presión provoca que los electrones y los protones se fusionen por captura electrónica . Sin electrones, que mantienen separados los núcleos, los neutrones colapsan formando una densa esfera (en cierto modo similar a un núcleo atómico gigante ), con una fina capa suprayacente de materia degenerada (principalmente hierro, a menos que se añada posteriormente materia de diferente composición). Los neutrones resisten una mayor compresión por el principio de exclusión de Pauli , de forma análoga a la presión de degeneración electrónica, pero más intensa.

Estas estrellas, conocidas como estrellas de neutrones, son extremadamente pequeñas —del orden de 10  km de radio, no más grandes que una gran ciudad— y tienen una densidad fenomenal. Su período de rotación se acorta drásticamente a medida que las estrellas se contraen (debido a la conservación del momento angular ); los períodos de rotación observados de las estrellas de neutrones varían desde aproximadamente 1,5 milisegundos (más de 600 revoluciones por segundo) hasta varios segundos. [ 35 ] Cuando los polos magnéticos de estas estrellas de rápida rotación se alinean con la Tierra, se detecta un pulso de radiación en cada revolución. Estas estrellas de neutrones se denominan púlsares y fueron las primeras en ser descubiertas. 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. [ 36 ]

agujeros negros

Imagen del agujero negro supermasivo en el centro de Messier 87.

Si la masa del remanente estelar es 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☉ . 

La teoría de la relatividad general predice la existencia de agujeros negros . Según la relatividad general clásica, ni la materia ni la información pueden fluir desde el interior de un agujero negro hacia un observador externo, aunque los efectos cuánticos pueden permitir excepciones a esta regla estricta. La existencia de agujeros negros en el universo está bien fundamentada, tanto teórica como astronómicamente.

Dado que el mecanismo de colapso del núcleo de una supernova aún no se comprende del todo, se desconoce si una estrella puede colapsar 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 se conoce con certeza. Para resolver estas incertidumbres, se requiere el análisis de más supernovas y remanentes de supernovas.

Modelos

Un modelo de evolución estelar es un modelo matemático que permite 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 superficial son las únicas restricciones. Las fórmulas del modelo se basan en la comprensión física de la estrella, generalmente bajo el supuesto de equilibrio hidrostático. Posteriormente, se realizan extensos cálculos computacionales para determinar el estado cambiante de la estrella a lo largo del tiempo, lo que produce una tabla de datos que permite determinar la trayectoria evolutiva de la estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell , junto con otras propiedades en evolución. [ 37 ] Los modelos precisos permiten estimar la edad actual de una estrella comparando sus propiedades físicas con las de estrellas que siguen una trayectoria evolutiva similar. [ 38 ]

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales

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  • Apuntes de clase de Astronomía 162, Unidad 2 (Estructura y evolución de las estrellas) , Richard W. Pogge, Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio.
  • Simulador de evolución estelar
  • Modelos estelares de Pisa
  • Códigos de evolución estelar MESA (Módulos para experimentos en astrofísica estelar)
  • "La vida de las estrellas" , debate en BBC Radio 4 con Paul Murdin, Janna Levin y Phil Charles ( In Our Time , 27 de marzo de 2003).
  • Ciclo de vida de una estrella
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