Evolución Estelar: Estrellas Masivas

Evolución Estelar: Estrellas Masivas

Las estrellas masivas evolucionan de manera diferente a las estrellas de baja y media masa. Y, aunque pudiésemos pensar que, al ser más grandes vivirán más, au contraire, evolucionan a toda máquina.

Estas estrellas masivas nacen muy grandes y llegan a la secuencia principal siendo muy grandes, como las Gigantes Azules o Supergigantes Azules. En el momento en el que se les acaba el hidrógeno pasan a ser Gigantes Rojas o Supergigantes Rojas.

Este tipo de estrellas no paran su ciclo de fusión nuclear en el Carbono, sino que crean también Neón, Oxígeno, Silicio y el duro Hierro.

La fusión nuclear termina en el hierro, éste ya no es capaz de reaccionar con otros núcleos atómicos. Y, cuando esta fusión del silicio en hierro termina, el núcleo comenzará a comprimirse, haciéndose cada vez más y más pequeño. Tanto es así que los átomos empezarán a descomponerse en neutrones, protones y electrones. Estos dos últimos, debido a esa compresión, se fusionarán convirtiéndose en neutrones, formando lo que conocemos como una estrella de neutrones.

Dos imágenes superpuestas de la Nebulosa del Cangrejo (M1) revela el rápido movimiento de la materia cercana a la estrella de neutrones (de las dos estrellas cercanas entre sí, la de más a la derecha).

Línea temporal

Todo esto pasa en muy poquito tiempo, pongamos el ejemplo de una estrella de 20 masas solares.

Esta estrella fusiona hidrógeno durante unos 10 millones de años, el helio lo fusiona durante 1 millón de años, el óxigeno durante un año, el silicio durante una semana y el hierro en ¡un día!

El núcleo de la estrella llega un momento en el que no puede seguir comprimiéndose debido a la presión de degeneración de neutrones. En función de cuanta masa tenga morirá de una forma u otra.

Agujero Negro o Estrella de Neutrones

Si la estrella de neutrones tiene una masa inferior a tres masas solares, se estabilizará. Porque la presión de degeneración de los neutrones y la fuerza de repulsión de la interacción nuclear fuerte entre bariones impedirá que colapse. Estrellas muy muy pequeñas pero muy densas, del orden unas decenas de kilómetros. Esta densidad y tamaño provocan una fuerza gravitatoria brutal además, debido a la conservación del momento angular, giran extremadamente rápido. Este tipo de estrellas pueden ser pulsantes, es decir, Púlsars.

Si la estrella de neutrones está por encima de las tres masas solares, las fuerzas que mantenían la gravedad a raya no son suficientes. Recordemos que son la presión de degeneración y la fuerza de repulsión. Debido a esto, la estrella de neutrones colapsa y, toda la masa de la estrella de neutrones se verá condensada en un pequeño punto formando un agujero negro.

Simulación de una lente gravitacional provocada por un agujero negro.

Y hasta aquí la serie de Evolución Estelar, espero que os haya resultado interesante.

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