Destino de una estrella masiva

MECANISMO DE FORMACIÓN

• Destino de una estrella masiva

Hay dos tipos de remanentes después de que una estrella colapsa: agujero negro o estrella de neutrones. El remanente que se tendrá después del colapso depende principalmente de la masa de la estrella en su nacimiento y la pérdida de masa durante su evolución. La pérdida de masa se supone que es afectada principalmente por la metalicidad inicial de la estrella. Las estrellas con metalicidad inicial alta tienen más pérdida de masa y por lo tanto tienen núcleos de helio más pequeños y envolturas de hidrógeno durante su evolución. El colapso estelar de las estrellas que poseen estas características tiende a llevar a la formación de estrellas de neutrones, mientras que, por su parte, las estrellas con baja metalicidad inicial tienden a dar origen a agujeros negros.

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Estrellas por debajo de 9 Masas solares no forman núcleos suficientemente masivos para colapsar. Estas estrellas finalizan su vida como enanas blancas.

Para las estrellas sobre 9 o 10 masas solares existe un rango estrecho donde se forman núcleos degenerados (Núcleos hechos de materia degenerada la cual es una forma de materia donde debido a su altísima densidad, su presión es debida principalmente al fenómeno cuántico del principio de exclusión de Pauli más no por fenómenos térmicos. Al estar tan comprimida la materia, los estados de baja energía se ocupan rápidamente por lo que muchas partículas tienen que ocupar estados de alta energía dando origen a una presión de origen cuántico) de oxígeno-neón que, o bien colapsan por captura de electrones(En la etapa final se tiene que el empuje gravitacional es contrarrestado por la presión de los electrones presentes en el núcleo. Cuando hay captura electrónica por parte de protones y núcleos libres en el núcleo, esta presión disminuye por lo que la estrella colapsa) y hacen una estrella de neutrones, o bien pierden su capa de hidrógeno alrededor del núcleo (Las estrellas en el límite de 9 – 10 masas solares cuando acaban de quemar el hidrógeno de su núcleo puede que quemen la capa de hidrógeno que se encuentra alrededor del núcleo) y forman enanas blancas. Por encima de 10 masa solares el colapso de la estrella es la única alternativa.

Para estrellas de alta metalicidad la pérdida de masa se vuelve muy importante, dando lugar a núcleos de helio más pequeños para una masa inicial dada. Si la estrella pierde completamente su cubierta de hidrógeno (a la derecha de la línea verde), su tasa de pérdida de masa aumenta rápidamente produciendo núcleos de helio mucho más pequeños durante el colapso. Este efecto es la base del cambio abrupto que se observa en los límites entre estrella de neutrones y los dos tipos de formación de agujeros negros (directo o con retroceso de masa). En la figura se observa que, para estrellas muy masivas, su destino depende en gran medida de la metalicidad. Sobre 40 masa solares, estrellas de baja metalicidad forman agujeros negros directamente mientras que para altas metalicidades se producen agujeros negros con masa más pequeña debido a el retroceso de masa (Cuando la estrella colapsa solo eyecta cerca del 20% de la cantidad de materia) hasta que en últimas (metalicidad muy alta) sólo se producen estrellas de neutrones.

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