Fundamentos de Astrofísica/El colapso estelar

El colapso estelarEditar

Es el proceso que comienza luego de que las estrellas agotan su combustible.

Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. La materia expulsada durante los colapsos estelares incluyen elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

Durante el colapso de las estrellas la gravedad y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.

Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.


Supernovas: Descripción y tiposEditar

Una supernova (del latín: nova, 'nueva' ) es una explosión estelar que produce objetos muy brillantes en la esfera celeste, de ahí que se les llamase inicialmente Estrella nova o simplemente Nova, ya que muchas veces aparecían donde antes no se observaba nada.

 
Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604

Posteriormente se les agregó el prefijo "super-" para distinguirlas de otro fenómeno de características similares pero menos luminoso, las novas.

Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo, incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de ésta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo, lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar éstas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 Julios de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 Julios) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.

Tipo IEditar

Sin líneas de Balmer del hidrógeno

Tipo Ia Línea Si II a 615.0 nm

Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro de emisión.

 
Las supernovas de tipo Ia son, con mucha diferencia, las más potentes de todas pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística)


Tipo Ib Línea He I a 587.6 nm


Los tipos Ib y Ic no poseen la línea del silicio presente en el tipo Ia y se cree que corresponden a estrellas al borde de su extinción (como las tipo II), pero que perdieron su hidrógeno anteriormente, por lo que las líneas de hidrógeno no aparecen tampoco en sus espectros. Las supernovas de tipo Ib son teóricamente el resultado del colapso de una estrella de Wolf-Rayet con cuyos intensos vientos logran desprenderse del hidrógeno de las capas externas. Se conocen también varias de estas supernovas en sistemas binarios y esto es porque la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente al gas de las capas más externas de la otra estrella la cual pierde su cubierta sin necesidad de ser tan masiva. En casos extremos no solo escapa el hidrógeno sino también el helio dejando al desnudo el núcleo de carbono, éste es el caso de las supernovas Ic. Estas supernovas tiene un mecanismo de explosión esencialmente idéntico al de las supernovas de colapso gravitatorio típicas, las tipo II.

Tipo Ic Sin líneas del helio

Tipo IIEditar

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez la estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él.

La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y este sucumbe.

Con el colapso del núcleo éste llega a calentarse en torno a los 3.000 millones de grados momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de partir los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración, estas partículas son a su vez destruidas por otros fotones generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

{}^{56}Fe+\gamma \rightarrow 13{}^4He+4n {}^{4}He+ \gamma \rightarrow 2p +2n


Estas reacciones son endotérmicas por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del mismo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados en un proceso llamado captura de neutrones, en concreto el proceso-R.

El núcleo cae tan deprisa que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de material estelar. El manto, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por el aluvión de fotones de frecuencia extrema que mantiene a raya esa caída fotodesintegrando las capas más interiores de la cubierta estelar. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados.

Con líneas de Balmer del hidrógeno

Tipo II-P Meseta

Tipo II-L Decrecimiento lineal


Enanas blancasEditar

Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.

 
Comparación entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.

El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera:

El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera: {{cita|Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.

Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma, pero como en su núcleo no se produce fusión nuclear, la estrella no posee ninguna fuente de energía que frene el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma. A medida que la gravedad va comprimiendo la enana blanca, la distancia entre los átomos en el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse, y se presionan unos a otros a grandes velocidades, y se dice entonces que los electrones se encuentran degenerados. Así pues, la única fuerza que frena el colapso gravitatorio es la presión de degeneración de los electrones. Esto permite que las enanas blancas puedan alcanzar densidades tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen parecido al terrestre. Es decir, varias toneladas por cm³: dichas densidades son sólo superadas por las que presentan las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Este tipo de estrella emite solamente energía térmica almacenada, y por ello tiene una luminosidad muy débil.[3]

Las estrellas que finalizan sus días como enanas blancas, al acabar la fusión del hidrógeno, se expanden como una gigante roja para fusionar en su núcleo el helio en carbono y oxígeno. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para fusionar el carbono y el oxígeno, se comprime debido a la fuerza gravitatoria, produciendo así una nebulosa planetaria y formando un remanente estelar: la enana blanca.[4]

El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fase de fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie se halla una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Sólo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio[5] [6] al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio,[7] productos de la combustión del carbono.

Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. Teóricamente, las enanas blancas se enfriarían con el tiempo hasta tal punto que su brillo no sea visible, para entonces convertirse en una enana negra.[4] Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento, que la edad del universo desde el Big Bang es demasiado corta para albergar a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de kelvin.[8] [3] El término enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922.[9

Estrellas de neutronesEditar

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explosionar como una supernova tipo II, Tipo IB o Tipo IC. Como su nombre indica, este tipo de estrellas está compuesto principalmente de neutrones, con otro tipo de materiales tanto en su corteza sólida hecha de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor que 9-10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Para masas menores que 9-10 masas solares, la estrella degenera en una enana blanca, formando a su alrededor una nebulosa planetaria, mientras que para masas mayores al límite superior, la estrella degenera en un agujero negro.

La típica estrella de neutrones tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares, con un radio correspondiente de 20 y 10 km.


EnlacesEditar

http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella

http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova

http://www.austrinus.com/index.php?option=com_content&view=article&id=157&Itemid=112

http://es.wikipedia.org/wiki/Hipernova

http://es.wikipedia.org/wiki/Lista_de_restos_de_supernova

http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones

http://es.wikipedia.org/wiki/P%C3%BAlsar

http://es.wikipedia.org/wiki/Magnetar

http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar