18.4: El diagrama H-R
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Identificar las características físicas de las estrellas que se utilizan para crear un diagrama H-R y describir cómo esas características varían entre grupos de estrellas
- Discutir las propiedades físicas de la mayoría de las estrellas que se encuentran en diferentes ubicaciones en el diagrama H-R, como el radio, y para las estrellas de secuencia principal, mas
En este capítulo y Analizando la luz estelar, describimos algunas de las características por las que podríamos clasificar las estrellas y cómo se miden esas. Estas ideas se resumen en la Tabla\(\PageIndex{1}\). También hemos dado un ejemplo de una relación entre dos de estas características en la relación masa-luminosidad. Cuando se midieron las características de un gran número de estrellas a principios del siglo XX, los astrónomos pudieron iniciar una búsqueda más profunda de patrones y relaciones en estos datos.
| Característica | Técnica |
|---|---|
| Temperatura de la superficie |
1. Determinar el color (muy rugoso). 2. Mida el espectro y obtenga el tipo espectral. |
| Composición química | Determinar qué líneas están presentes en el espectro. |
| Luminosidad | Mida el brillo aparente y compense la distancia. |
| Velocidad radial | Mida el desplazamiento Doppler en el espectro. |
| Rotación | Mida el ancho de las líneas espectrales. |
| Masa | Mida las curvas de periodo y velocidad radial de estrellas binarias espectroscópicas. |
| Diámetro |
1. Mida la forma en que la luz de una estrella es bloqueada por la Luna. 2. Mida las curvas de luz y los desplazamientos Doppler para eclipsar estrellas binarias. |
Para ayudar a entender qué tipo de relaciones se pueden encontrar, veamos brevemente una variedad de datos sobre seres humanos. Si quieres entender a los humanos comparando y contrastando sus características —sin asumir ningún conocimiento previo de estas extrañas criaturas— podrías intentar determinar qué características te llevan en una dirección fructífera. Por ejemplo, podrías trazar las alturas de una gran muestra de humanos contra sus pesos (que es una medida de su masa). Dicha trama se muestra en la Figura\(\PageIndex{1}\) y tiene algunas características interesantes. En la forma en que hemos optado por presentar nuestros datos, la altura aumenta hacia arriba, mientras que el peso aumenta hacia la izquierda. Observe que los humanos no están distribuidos aleatoriamente en la gráfica. La mayoría de los puntos caen a lo largo de una secuencia que va de la parte superior izquierda a la inferior derecha.
De esta gráfica podemos concluir que la estatura y el peso humanos están relacionados. En términos generales, los seres humanos más altos pesan más, mientras que los más cortos pesan menos. Esto tiene sentido si estás familiarizado con la estructura de los seres humanos. Por lo general, si tenemos huesos más grandes, tenemos más carne para llenar nuestro marco más grande. No es matemáticamente exacto —hay una amplia gama de variaciones— pero no es una mala regla general. Y, por supuesto, hay algunas excepciones dramáticas. De vez en cuando se ve a un humano bajo que tiene mucho sobrepeso y por lo tanto estaría más a la parte inferior izquierda de nuestro diagrama que la secuencia promedio de personas. O podrías tener una modelo de moda muy alta, flaca, con gran estatura pero con un peso relativamente pequeño, que se encontraría cerca de la parte superior derecha.
Un diagrama similar se ha encontrado extremadamente útil para comprender la vida de las estrellas. En 1913, el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell trazó las luminosidades de las estrellas contra sus clases espectrales (una forma de denotar sus temperaturas superficiales). Esta investigación, y un estudio independiente similar realizado en 1911 por el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung, llevaron al descubrimiento extremadamente importante de que la temperatura y luminosidad de las estrellas están relacionadas (Figura\(\PageIndex{2}\)).
Henry Norris Russell
Cuando Henry Norris Russell se graduó de la Universidad de Princeton, su trabajo había sido tan brillante que la facultad decidió crear un nuevo nivel de grado de honores más allá de “summa cum laude” para él. Sus alumnos más tarde lo recordaron como un hombre cuyo pensamiento era tres veces más rápido que el de cualquier otra persona.Su memoria era tan fenomenal, podía citar correctamente una enorme cantidad de poemas y limericks, toda la Biblia, tablas de funciones matemáticas, y casi cualquier cosa que hubiera aprendido sobre astronomía. Estaba nervioso, activo, competitivo, crítico y muy articulado; tendía a dominar cada reunión a la que asistía. En apariencia exterior, era un producto anticuado del siglo XIX que vestía zapatos negros altos y cuellos altos almidonados, y llevaba un paraguas todos los días de su vida. Sus 264 trabajos fueron enormemente influyentes en muchas áreas de la astronomía.
Nacido en 1877, hijo de un ministro presbiteriano, Russell mostró promesa temprana. Cuando tenía 12 años, su familia lo mandó a vivir con una tía en Princeton para que pudiera asistir a una escuela preparatoria de primer nivel. Vivió en la misma casa en ese pueblo hasta su muerte en 1957 (interrumpido sólo por una breve estancia en Europa para trabajos de posgrado). Le gustaba contar que tanto su madre como su abuela materna habían ganado premios en matemáticas, y que probablemente heredó sus talentos en ese campo de su lado de la familia.
Antes de Russell, los astrónomos estadounidenses se dedicaron principalmente a encuestar a las estrellas y hacer catálogos impresionantes de sus propiedades, especialmente sus espectros (como se describe en Analizando Starlight. Russell comenzó a ver que interpretar los espectros de las estrellas requería una comprensión mucho más sofisticada de la física del átomo, tema que estaba siendo desarrollado por físicos europeos en los años 1910 y 1920. Russell se embarcó en una búsqueda de toda la vida para determinar las condiciones físicas dentro de las estrellas a partir de las pistas en sus espectros; su trabajo inspiró, y fue continuado por, una generación de astrónomos, muchos entrenados por Russell y sus colaboradores.
Russell también hizo importantes contribuciones en el estudio de las estrellas binarias y la medición de las masas estelares, el origen del sistema solar, las atmósferas de los planetas, y la medición de distancias en astronomía, entre otros campos. Fue un influyente maestro y popularizador de la astronomía, escribiendo una columna sobre temas astronómicos para la revista Scientific American durante más de 40 años. Él y dos colegas escribieron un libro de texto para las clases universitarias de astronomía que ayudó a formar astrónomos y entusiastas de la astronomía durante varias décadas. Ese libro sentó las bases para el tipo de libro de texto que ahora estás leyendo, que no sólo expone los hechos de la astronomía sino que también explica cómo encajan entre sí. Russell dio conferencias en todo el país, a menudo enfatizando la importancia de comprender la física moderna para comprender lo que estaba sucediendo en la astronomía.
Harlow Shapley, director del Observatorio del Colegio de Harvard, llamó a Russell “el decano de los astrónomos estadounidenses”. Russell fue ciertamente considerado como el líder del campo durante muchos años y fue consultado sobre muchos problemas astronómicos por colegas de todo el mundo. Hoy en día, uno de los mayores reconocimientos que puede recibir un astrónomo es un premio de la Sociedad Astronómica Americana llamado Premio Russell, establecido en su memoria.
Características del diagrama H-R
Siguiendo a Hertzsprung y Russell, trazemos la temperatura (o clase espectral) de un grupo seleccionado de estrellas cercanas contra su luminosidad y veamos qué encontramos (Figura\(\PageIndex{3}\)). Tal gráfica se denomina frecuentemente diagrama Hertzsprung—Russell, abreviado diagrama H-R. Es uno de los diagramas más importantes y ampliamente utilizados en astronomía, con aplicaciones que se extienden mucho más allá de los fines para los que se desarrolló originalmente hace más de un siglo.
Es costumbre trazar diagramas H-R de tal manera que la temperatura aumente hacia la izquierda y la luminosidad hacia la parte superior. Observe la similitud con nuestra parcela de estatura y peso para las personas (Figura\(\PageIndex{1}\)). Las estrellas, como las personas, no se distribuyen sobre el diagrama al azar, como lo serían si exhibieran todas las combinaciones de luminosidad y temperatura. En cambio, vemos que las estrellas se agrupan en ciertas partes del diagrama H-R. La gran mayoría se alinean a lo largo de una secuencia estrecha que va desde la parte superior izquierda (caliente, altamente luminosa) hasta la parte inferior derecha (fría, menos luminosa). Esta banda de puntos se llama la secuencia principal. Representa una relación entre temperatura y luminosidad que es seguida por la mayoría de las estrellas. Podemos resumir esta relación diciendo que las estrellas más calientes son más luminosas que las más frías.
Varias estrellas, sin embargo, se encuentran por encima de la secuencia principal en el diagrama H-R, en la región superior derecha, donde las estrellas tienen baja temperatura y alta luminosidad. ¿Cómo puede una estrella ser fresca a la vez, lo que significa que cada metro cuadrado en la estrella no emite tanta energía, y sin embargo muy luminosa? La única manera es que la estrella sea enorme, tener tantos metros cuadrados en su superficie que la producción total de energía sigue siendo grande. Estas estrellas deben ser gigantes o supergigantes, las estrellas de enorme diámetro que discutimos anteriormente.
También hay algunas estrellas en la esquina inferior izquierda del diagrama, que tienen alta temperatura y baja luminosidad. Si tienen altas temperaturas superficiales, cada metro cuadrado sobre esa estrella saca mucha energía. Entonces, ¿cómo puede ser tenue la estrella general? Debe ser que tenga una superficie total muy pequeña; tales estrellas se conocen como enanas blancas (blancas porque, a estas altas temperaturas, los colores de la radiación electromagnética que emiten se mezclan para hacerlas lucir blancas azuladas). Diremos más sobre estos objetos desconcertantes en un momento. La figura es un diagrama H-R esquemático para una gran muestra de estrellas, dibujado para hacer más aparentes los diferentes tipos.
Ahora, piense en nuestra discusión sobre las encuestas estelares. Es difícil trazar un diagrama H-R que sea verdaderamente representativo de todas las estrellas porque la mayoría de las estrellas son tan débiles que no podemos ver las que están fuera de nuestro vecindario inmediato. Se\(\PageIndex{3}\) seleccionaron las estrellas trazadas en la Figura porque se conocen sus distancias. Esta muestra omite muchas estrellas intrínsecamente débiles que están cerca pero que no han medido sus distancias, por lo que muestra menos estrellas débiles de secuencia principal que lo haría un diagrama “justo”. Para ser verdaderamente representativo de la población estelar, se debe trazar un diagrama H-R para todas las estrellas dentro de cierta distancia. Desafortunadamente, nuestro conocimiento es razonablemente completo solo para estrellas dentro de 10 a 20 años luz del Sol, entre las cuales no hay gigantes ni supergigantes. Aún así, a partir de muchas encuestas (y ahora se puede hacer más con telescopios nuevos y más potentes), estimamos que alrededor del 90% de las estrellas verdaderas en general (excluyendo las enanas marrones) en nuestra parte del espacio son estrellas de secuencia principal, alrededor del 10% son enanas blancas y menos del 1% son gigantes o supergigantes.
Estas estimaciones pueden ser utilizadas directamente para entender la vida de las estrellas. Permítanos otra analogía rápida con las personas. Supongamos que encuestamos a personas al igual que los astrónomos encuestan estrellas, pero queremos centrar nuestra atención en la ubicación de los jóvenes, de 6 a 18 años de edad. Los equipos de encuestas se despliegan y toman datos sobre dónde se encuentran esos jóvenes en todo momento durante un día de 24 horas. Algunos se encuentran en la pizzería local, otros duermen en casa, algunos están en el cine y muchos están en la escuela. Después de encuestar a un número muy grande de jóvenes, una de las cosas que determinan los equipos es que, promediado en el transcurso de las 24 horas, un tercio de todos los jóvenes se encuentran en la escuela.
¿Cómo pueden interpretar este resultado? ¿Significa que dos tercios de los estudiantes son ausentes y el tercio restante pasa todo su tiempo en la escuela? No, debemos tener en cuenta que los equipos de encuesta contabilizaron a los jóvenes a lo largo del día completo de 24 horas. Algunos equipos de encuestas trabajaban por la noche, cuando la mayoría de los jóvenes estaban dormidos en casa, y otros trabajaban a última hora de la tarde, cuando la mayoría de los jóvenes se dirigían a casa desde la escuela (y era más probable que estuvieran disfrutando de una pizza). Si la encuesta fue verdaderamente representativa, podemos concluir, sin embargo, que si un promedio de un tercio de todos los jóvenes se encuentran en la escuela, entonces los humanos de 6 a 18 años deben pasar alrededor de un tercio de su tiempo en la escuela.
Podemos hacer algo similar para las estrellas. Encontramos que, en promedio, el 90% de todas las estrellas se encuentran en la secuencia principal del diagrama H-R. Si podemos identificar alguna actividad o etapa de la vida con la secuencia principal, entonces se deduce que las estrellas deben pasar el 90% de sus vidas en esa actividad o etapa de la vida.
Comprensión de la secuencia principal
En The Sun: A Nuclear Powerhouse, hablamos del Sol como una estrella representativa. Vimos que lo que estrellas como el Sol “hacen para ganarse la vida” es convertir protones en helio profundo en sus interiores a través del proceso de fusión nuclear, produciendo así energía. La fusión de protones con helio es una fuente de energía excelente y duradera para una estrella porque el grueso de cada estrella consiste en átomos de hidrógeno, cuyos núcleos son protones.
Nuestros modelos informáticos de cómo evolucionan las estrellas a lo largo del tiempo nos muestran que una estrella típica pasará cerca del 90% de su vida fusionando el abundante hidrógeno en su núcleo en helio. Esta es entonces una buena explicación de por qué 90% de todas las estrellas se encuentran en la secuencia principal en el diagrama H-R. Pero si todas las estrellas de la secuencia principal están haciendo lo mismo (fusionando hidrógeno), ¿por qué se distribuyen a lo largo de una secuencia de puntos? Es decir, ¿por qué difieren en luminosidad y temperatura superficial (que es lo que estamos trazando en el diagrama H-R)?
Para ayudarnos a entender cómo difieren las estrellas de secuencia principal, podemos usar uno de los resultados más importantes de nuestros estudios de estrellas modelo. Los astrofísicos han podido demostrar que la estructura de las estrellas que están en equilibrio y derivan toda su energía de la fusión nuclear está total y singularmente determinada por solo dos cantidades: la masa total y la composición de la estrella. Este hecho proporciona una interpretación de muchas características del diagrama H-R.
Imagínese un cúmulo de estrellas que se forman a partir de una nube de “materia prima” interestelar cuya composición química es similar a la del Sol. (Describiremos este proceso con más detalle en El nacimiento de las estrellas y el descubrimiento de planetas fuera del Sistema Solar, pero por ahora, los detalles no nos preocuparán). En tal nube, todos los grupos de gas y polvo que se convierten en estrellas comienzan con la misma composición química y difieren entre sí sólo en masa. Ahora supongamos que calculamos un modelo de cada una de estas estrellas para el momento en que ésta se vuelve estable y deriva su energía de las reacciones nucleares, pero antes de que tenga tiempo de alterar apreciablemente su composición como resultado de estas reacciones.
Los modelos calculados para estas estrellas nos permiten determinar sus luminosidades, temperaturas y tamaños. Si trazamos los resultados de los modelos, un punto por cada estrella modelo, en el diagrama H-R, obtenemos algo que se parece a la secuencia principal que vimos para las estrellas reales.
Y esto es lo que encontramos cuando hacemos esto. Las estrellas modelo con las masas más grandes son las más calientes y luminosas, y se encuentran en la parte superior izquierda del diagrama.
Las estrellas modelo menos masivas son las más frescas y menos luminosas, y se colocan en la parte inferior derecha de la parcela. Las otras estrellas modelo se encuentran a lo largo de una línea que recorre diagonalmente el diagrama. En otras palabras, la secuencia principal resulta ser una secuencia de masas estelares.
Esto tiene sentido si lo piensas bien. Las estrellas más masivas tienen la mayor gravedad y así pueden comprimir sus centros en el mayor grado. Esto significa que son los más calientes por dentro y los mejores para generar energía a partir de reacciones nucleares en lo profundo de su interior. Como resultado, brillan con la mayor luminosidad y tienen las temperaturas superficiales más altas. Las estrellas con menor masa, a su vez, son las más frías por dentro y menos efectivas para generar energía. Así, son los menos luminosos y terminan siendo los más fríos de la superficie. Nuestro Sol yace en algún lugar en medio de estos extremos (como se puede ver en la Figura\(\PageIndex{3}\)). Las características de las estrellas representativas de secuencia principal (excluyendo las enanas marrones, que no son estrellas verdaderas) se enumeran en la Tabla\(\PageIndex{2}\).
| Tipo espectral | Masa (Sol = 1) | Luminosidad (Sol = 1) | Temperatura | Radio (Sol = 1) |
|---|---|---|---|---|
| O5 | 40 | 7 × 10 5 | 40,000 K | 18 |
| B0 | 16 | 2.7 × 10 5 | 28,000 K | 7 |
| A0 | 3.3 | 55 | 10,000 K | 2.5 |
| F0 | 1.7 | 5 | 7500 K | 1.4 |
| G0 | 1.1 | 1.4 | 6000 K | 1.1 |
| K0 | 0.8 | 0.35 | 5000 K | 0.8 |
| M0 | 0.4 | 0.05 | 3500 K | 0.6 |
Tenga en cuenta que ya hemos visto esta cifra del 90% subir antes. Esto es exactamente lo que encontramos antes cuando examinamos la relación masa-luminosidad (Figura\(18.2.6\) en la Sección 18.2). Observamos que 90% de todas las estrellas parecen seguir la relación; estas son el 90% de todas las estrellas que se encuentran en la secuencia principal en nuestro diagrama H-R. Nuestros modelos y nuestras observaciones concuerdan.
¿Y las otras estrellas del diagrama H-R, los gigantes y supergigantes, y las enanas blancas? Como veremos en los próximos capítulos, estos son en lo que se convierten las estrellas de la secuencia principal a medida que envejecen: Son las etapas posteriores en la vida de una estrella. Como una estrella consume su combustible nuclear, su fuente de energía cambia, al igual que su composición química y estructura interior. Estos cambios hacen que la estrella altere su luminosidad y temperatura superficial para que ya no se encuentre en la secuencia principal de nuestro diagrama. Debido a que las estrellas pasan mucho menos tiempo en estas últimas etapas de sus vidas, vemos menos estrellas en esas regiones del diagrama H-R.
Extremos de Luminosidades Estelares, Diámetros y Densidades
Podemos usar el diagrama H-R para explorar los extremos en tamaño, luminosidad y densidad que se encuentran entre las estrellas. Estrellas tan extremas no sólo son interesantes para los fanáticos del Libro Guinness de los Récords Mundiales; pueden enseñarnos mucho sobre cómo funcionan las estrellas. Por ejemplo, vimos que las estrellas de secuencia principal más masivas son las más luminosas. Sabemos de unas cuantas estrellas extremas que son un millón de veces más luminosas que el Sol, con masas que superan 100 veces la masa del Sol. Estas estrellas superluminosas, que se encuentran en la parte superior izquierda del diagrama H-R, son estrellas extremadamente calientes, muy azules de tipo espectral O. Estas son las estrellas que serían las más conspicuas a grandes distancias en el espacio.
Los supergigantes fríos en la esquina superior del diagrama H-R son hasta 10,000 veces más luminosos que el Sol. Además, estas estrellas tienen diámetros mucho mayores que los del Sol. Como se discutió anteriormente, algunos supergigantes son tan grandes que si el sistema solar pudiera estar centrado en uno, la superficie de la estrella quedaría más allá de la órbita de Marte (ver Figura\(\PageIndex{5}\)). Tendremos que preguntar, en próximos capítulos, qué proceso puede hacer que una estrella se hinche hasta un tamaño tan enorme, y cuánto tiempo pueden durar estas estrellas “hinchadas” en su estado distendido.
En contraste, las estrellas rojas, frías y de baja luminosidad muy comunes en el extremo inferior de la secuencia principal son mucho más pequeñas y compactas que el Sol. Un ejemplo de tal enana roja es Ross 614B, con una temperatura superficial de 2700 K y solo 1/2000 de luminosidad del Sol. Llamamos a una estrella así una enana porque su diámetro es solo 1/10 el del Sol. Una estrella con una luminosidad tan baja también tiene una masa baja (alrededor de 1/12 la del Sol). Esta combinación de masa y diámetro hace que esté tan comprimida que la estrella tiene una densidad promedio alrededor de 80 veces la del Sol. Su densidad debe ser mayor, de hecho, que la de cualquier sólido conocido que se encuentre en la superficie de la Tierra. (A pesar de esto, la estrella está hecha de gas en todas partes porque su centro está muy caliente).
Las tenues estrellas rojas, de secuencia principal no son las estrellas de las densidades más extremas, sin embargo. Las enanas blancas, en la esquina inferior izquierda del diagrama H-R, tienen densidades muchas veces aún mayores.
Las Enanas Blancas
La primera estrella enana blanca fue detectada en 1862. Llamada Sirio B, forma un sistema binario con Sirio A, la estrella que aparece más brillante en el cielo. Se eludió el descubrimiento y análisis durante mucho tiempo porque su tenue luz tiende a perderse en el resplandor del cercano Sirio A (Figura\(\PageIndex{6}\)). (Como a menudo se llama a Sirio la Estrella del Perro, siendo la estrella más brillante de la constelación de Canis Major, el perro grande, Sirio B a veces recibe el apodo de Cachorro).
Ahora hemos encontrado miles de enanas blancas. \(\PageIndex{1}\)La tabla muestra que alrededor del 7% de las estrellas verdaderas (tipos espectrales O-M) en nuestro vecindario local son enanas blancas. Un buen ejemplo de una enana blanca típica es la cercana estrella 40 Eridani B. Su temperatura superficial es de 12.000 K relativamente caliente, pero su luminosidad es de solo 1/275 L Sol. Los cálculos muestran que su radio es solo 1.4% del Sol, o aproximadamente el mismo que el de la Tierra, y su volumen es 2.5 × 10—6 el del Sol. Su masa, sin embargo, es 0.43 veces la masa del Sol, apenas un poco menos de la mitad. Para encajar una masa tan sustancial en un volumen tan pequeño, la densidad de la estrella debe ser aproximadamente 170,000 veces la densidad del Sol, o más de 200,000 g/cm 3. ¡Una cucharadita de este material tendría una masa de unas 50 toneladas! A densidades tan enormes, la materia no puede existir en su estado habitual; examinaremos el comportamiento particular de este tipo de materia en La muerte de las estrellas. Por ahora, solo notamos que las enanas blancas son estrellas moribundas, llegando al final de sus vidas productivas y listas para que sus historias terminen.
El astrofísico británico (y popularizador científico) Arthur Eddington (1882-1944) describió a la primera enana blanca conocida de esta manera:
El mensaje del compañero de Sirio, al ser decodificado, corrió: “Estoy compuesto de material tres mil veces más denso que cualquier cosa con la que te hayas encontrado. Una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que podrías poner en una caja de cerillas”. ¿Qué respuesta se podría dar a algo así? Bueno, la respuesta que la mayoría de nosotros hicimos en 1914 fue: “Cállate; no digas tonterías”.
Hoy, sin embargo, los astrónomos no sólo aceptan que existen estrellas tan densas como las enanas blancas sino que (como veremos) han encontrado objetos aún más densos y extraños en su búsqueda por comprender la evolución de diferentes tipos de estrellas.
Conceptos clave y resumen
El diagrama Hertzsprung—Russell, o diagrama H—R, es una gráfica de luminosidad estelar frente a la temperatura superficial. La mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal, que se extiende diagonalmente a través del diagrama H-R desde alta temperatura y alta luminosidad hasta baja temperatura y baja luminosidad. La posición de una estrella a lo largo de la secuencia principal está determinada por su masa. Las estrellas de masa alta emiten más energía y son más calientes que las estrellas de baja masa en la secuencia principal. Las estrellas de secuencia principal derivan su energía de la fusión de protones con helio. Alrededor del 90% de las estrellas se encuentran en la secuencia principal. Sólo alrededor del 10% de las estrellas son enanas blancas, y menos del 1% son gigantes o supergigantes.
Glosario
- Diagrama H—R
- (diagrama Hertzsprung—Russell) una gráfica de luminosidad contra la temperatura superficial (o tipo espectral) para un grupo de estrellas
- secuencia principal
- una secuencia de estrellas en el diagrama Hertzsprung—Russell, que contiene la mayoría de las estrellas, que discurre diagonalmente desde la parte superior izquierda hasta la parte inferior derecha
- enana blanca
- una estrella de baja masa que ha agotado la mayor parte o la totalidad de su combustible nuclear y se ha derrumbado a un tamaño muy pequeño; tal estrella está cerca de su estado final de vida