23: La muerte de las estrellas
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¿Las estrellas mueren con una explosión o un lloriqueo? En los dos capítulos anteriores, seguimos la historia de vida de las estrellas, desde el proceso de nacimiento hasta el borde de la muerte. Ahora estamos listos para explorar las formas en que las estrellas terminan con sus vidas. Tarde o temprano, cada estrella agota su almacén de energía nuclear. Sin una fuente de presión interna para equilibrar el peso de las capas superpuestas, cada estrella finalmente da paso a la inexorable atracción de la gravedad y colapsa bajo su propio peso. Siguiendo la distinción aproximada hecha en el último capítulo, discutiremos la evolución al final de la vida de estrellas de masa inferior y superior por separado. Lo que determina el resultado —bang o gimoteo— es la masa de la estrella cuando está lista para morir, no la masa con la que nació. Como señalamos en el último capítulo, las estrellas pueden perder una cantidad significativa de masa en su mediana y vejez.
- 23.1: La muerte de las estrellas de baja masa
- Durante el transcurso de su evolución, las estrellas desprenden sus capas externas y pierden una fracción significativa de su masa inicial. Las estrellas con masas de 8 mSun o menos pueden perder suficiente masa para convertirse en enanas blancas, que tienen masas menores que el límite de Chandrasekhar (alrededor de 1.4 mSun). La presión ejercida por los electrones degenerados evita que las enanas blancas se contraigan a diámetros aún más pequeños. Eventualmente, las enanas blancas se refrescan para convertirse en enanas negras, restos estelares hechos principalmente de carbono, oxígeno y neón.
- 23.2: Evolución de las Estrellas Masivas- Un Acabado Explosivo
- En una estrella masiva, la fusión de hidrógeno en el núcleo es seguida por varias otras reacciones de fusión que involucran elementos más pesados. Justo antes de agotar todas las fuentes de energía, una estrella masiva tiene un núcleo de hierro rodeado de conchas de silicio, azufre, oxígeno, neón, carbono, helio e hidrógeno. La fusión del hierro requiere energía (en lugar de liberarlo). Si la masa del núcleo de hierro de una estrella excede el límite de Chandrasekhar (pero es inferior a 3 mSun), el núcleo colapsa hasta que su densidad excede la de un ato
- 23.3: Observaciones de Supernova
- Una supernova ocurre en promedio una vez cada 25 a 100 años en la Vía Láctea. A pesar de las probabilidades, ninguna supernova en nuestra Galaxia se ha observado desde la Tierra desde la invención del telescopio. Sin embargo, se ha observado una supernova cercana (SN 1987A) en una galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes. La estrella que evolucionó para convertirse en SN 1987A comenzó su vida como un supergigante azul, evolucionó para convertirse en un supergigante rojo, y volvió a ser un supergigante azul en el momento en que explotó. Estudios de SN 1
- 23.4: Los púlsares y el descubrimiento de las estrellas de neutrones
- Al menos algunas supernovas dejan atrás una estrella de neutrones altamente magnética, que gira rápidamente, que se puede observar como un púlsar si su haz de partículas que escapan y radiación enfocada apunta hacia nosotros. Los púlsares emiten pulsos rápidos de radiación a intervalos regulares; sus períodos están en el rango de 0.001 a 10 segundos. La estrella de neutrones giratoria actúa como un faro, barriendo su haz en círculo y dándonos un pulso de radiación cuando el haz barre sobre la Tierra. A medida que los púlsares envejecen, pierden energía, t
- 23.5: La evolución de los sistemas binarios estelares
- Cuando una enana blanca o estrella de neutrones es miembro de un sistema estelar binario cercano, su estrella compañera puede transferirle masa. El material que cae gradualmente sobre una enana blanca puede explotar en un repentino estallido de fusión y formar una nova. Si el material cae rápidamente sobre una enana blanca, puede empujarla sobre el límite de Chandrasekhar y hacer que explote completamente como una supernova tipo Ia. Otro mecanismo posible para una supernova tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas. Material que cae sobre una lata de estrella de neutrones
- 23.6: El misterio de los estallidos de rayos gamma
- Los estallidos de rayos gamma duran de una fracción de segundo a unos pocos minutos. Vienen de todas las direcciones y ahora se sabe que están asociados con objetos muy distantes. Lo más probable es que la energía sea radiada, y, para las que podemos detectar, la Tierra yace en la dirección del haz. Las ráfagas de larga duración (que duran más de unos pocos segundos) provienen de estrellas masivas con sus capas externas de hidrógeno faltantes que explotan como supernovas. Se cree que las ráfagas de corta duración son fusiones de cadáveres estelares (estrellas de neutrones o
Miniatura: Esta notable imagen de NGC 3603, una nebulosa de la Vía Láctea, fue tomada con el Telescopio Espacial Hubble. Esta imagen ilustra el ciclo de vida de las estrellas. En la mitad inferior de la imagen, vemos nubes de polvo y gas, donde es probable que la formación estelar tenga lugar en un futuro próximo. Cerca del centro, hay un cúmulo de estrellas jóvenes masivas y calientes que solo tienen unos pocos millones de años. Arriba y a la derecha del cúmulo, se encuentra una estrella aislada rodeada por un anillo de gas. Perperpendicular al anillo y a cada lado del mismo, hay dos manchas azuladas de gas. El anillo y las manchas fueron expulsadas por la estrella, que se acerca al final de su vida (crédito: modificación de obra de la NASA, Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (Universidad de Washington), You-Hua Chu (Universidad de Illinois Urbana-Champaign)).