¿Cómo mueren las estrellas más masivas: supernova, hipernova o colapso directo?

Ilustración de la explosión de supernova observada desde la Tierra en el siglo XVII en la constelación de Casiopea. El material que lo rodea y la emisión constante de radiación electromagnética desempeñaron un papel en la iluminación continua de los restos de la estrella.

Cree una estrella suficientemente masiva y no terminará sus días en silencio, como lo será para nuestro Sol, que primero quemará miles de millones de años sin problemas y luego se reducirá a una enana blanca. En cambio, su núcleo se colapsa y comienza una reacción de fusión incontrolada, que dispersa las capas externas de la estrella en una explosión de supernova, y comprime las partes internas en una estrella de neutrones o un agujero negro. Al menos, se cree comúnmente. Pero si tomas una estrella bastante masiva, una supernova puede no funcionar. En cambio, existe otra posibilidad: el colapso directo, en el que toda la estrella simplemente desaparece, convirtiéndose en un agujero negro. Y otra posibilidad se conoce como hipernova : es mucho más enérgica y brillante que una supernova, y no deja restos del núcleo. ¿Cómo terminarán sus vidas las estrellas más masivas? Eso es lo que dice la ciencia al respecto.


La nebulosa de los restos de la supernova W49B , aún visible en el rango de rayos X, así como en ondas de radio e infrarrojas. Una estrella debe superar al Sol en masa al menos 8-10 veces para generar una supernova y crear elementos pesados ​​necesarios para la aparición de planetas como la Tierra en el Universo.

Cada estrella inmediatamente después del nacimiento sintetiza helio en su núcleo a partir del hidrógeno. Las estrellas similares al Sol, las enanas rojas que son solo varias veces más grandes que Júpiter y las estrellas supermasivas que son decenas y cientos de veces más grandes que las nuestras, pasan por esta primera etapa de reacciones nucleares. Cuanto más masiva es la estrella, más altas temperaturas alcanza su núcleo y más rápido quema combustible nuclear. Cuando el hidrógeno termina en el núcleo de la estrella, se contrae y se calienta, después de lo cual, si alcanza la densidad y temperatura deseadas, puede comenzar la síntesis de elementos más pesados. Las estrellas parecidas al sol podrán calentarse lo suficiente después de que se agote el combustible de hidrógeno y comenzar a sintetizar carbono a partir de helio, pero esta etapa será la última para nuestro Sol. Para pasar al siguiente nivel, la síntesis a partir del carbono, una estrella debe superar al Sol en masa en 8 (o más) veces.


La estrella ultramasiva WR 124 ( estrella de la clase Wolf-Rayet ) con su nebulosa circundante es una de las miles de estrellas de la Vía Láctea que podrían convertirse en la próxima supernova. También es mucho más grande y más masivo que las estrellas que se pueden crear en un universo que contiene solo hidrógeno y helio, y que ya puede estar en la etapa de combustión de carbono.

Si la estrella es tan masiva, será un verdadero fuego artificial cósmico. A diferencia de las estrellas similares al sol, arrancan suavemente sus capas superiores, de las cuales se forma una nebulosa planetaria, y se reducen a una enana blanca rica en carbono y oxígeno, o a una enana roja, que nunca alcanzará la etapa de quema de helio, y simplemente se encogen a una enana blanca rica en helio. , las estrellas más masivas están destinadas a un verdadero cataclismo. Con mayor frecuencia, especialmente en estrellas con una masa no mayor (≈ 20 masas solares o menos), la temperatura central continúa aumentando a medida que el proceso de síntesis se mueve hacia elementos más pesados: del carbono al oxígeno y / o neón, y luego más, según la tabla periódica. , a magnesio, silicio, azufre, llegando eventualmente a hierro, cobalto y níquel. La síntesis de otros elementos requeriría más energía de la que se libera durante la reacción, por lo que el núcleo se colapsa y aparece una supernova.


Anatomía de una estrella supermasiva durante su vida que termina con una supernova tipo II

Este es un final muy brillante y colorido, que supera a muchas estrellas masivas en el universo. De todas las estrellas que aparecieron en él, solo el 1% gana suficiente masa para alcanzar este estado. Con el aumento de la masa, el número de estrellas que lo han alcanzado disminuye. Alrededor del 80% de todas las estrellas en el universo son enanas rojas; la masa del 40% de ellos no supera la masa del sol. En este caso, el Sol es más masivo que el 95% de las estrellas en el Universo. El cielo nocturno está lleno de estrellas muy brillantes: las que son más fáciles de ver para una persona. Pero más allá del umbral del límite inferior para la aparición de una supernova, hay estrellas que son decenas o incluso cientos de veces más grandes que el Sol en masa. Son muy raros, pero muy importantes para el espacio, todo porque las estrellas masivas pueden poner fin a su existencia no solo en forma de supernova.


La nebulosa de la burbuja se encuentra en la parte posterior de los restos de una supernova que apareció hace miles de años. Si las supernovas distantes se encuentran en un ambiente más polvoriento que sus contrapartes modernas, esto requerirá una corrección a nuestra comprensión actual de la energía oscura.

En primer lugar, muchas estrellas masivas tienen corrientes que fluyen y material arrojado. Con el tiempo, cuando se acercan al final de su vida o al final de una de las etapas de la síntesis, algo hace que el núcleo se contraiga por un corto tiempo, por lo que se calienta. Cuando el núcleo se calienta, la velocidad de todos los tipos de reacciones nucleares aumenta, lo que conduce a un rápido aumento en la cantidad de energía creada en el núcleo de la estrella. Este aumento de energía puede liberar una gran cantidad de masa, dando lugar a un fenómeno conocido como la pseudo-supernova : un brote ocurre más brillante que cualquier estrella normal, y se pierden hasta diez masas solares. La estrella This Kiel (abajo) se convirtió en una pseudo-supernova en el siglo XIX, pero dentro de la nebulosa que creó, todavía arde, esperando el destino final.


La pseudo-supernova del siglo XIX se manifestó en forma de una explosión gigante, arrojando material a varios espacios interestelares desde Eta Kiel. Estas estrellas de gran masa en galaxias ricas en metales (como la nuestra) emiten una fracción significativa de su masa, que es diferente de las estrellas en galaxias más pequeñas que contienen menos metales.

Entonces, ¿cuál es el destino final de las estrellas más de 20 veces la masa de nuestro sol? Tienen tres posibilidades, y todavía no estamos completamente seguros de qué condiciones conducen exactamente al desarrollo de cada una de las tres. Una de ellas es una supernova, que ya hemos discutido. Cualquier estrella ultramasiva que pierda gran parte de su masa puede convertirse en una supernova si su masa cae repentinamente dentro de los límites correctos. Pero hay dos intervalos más de las masas, y de nuevo, no sabemos exactamente qué masas es, permitiendo que ocurran otros dos eventos. Ambos eventos definitivamente existen, ya los hemos observado.


Las fotografías en luz visible e infrarroja cercana del Hubble muestran una estrella masiva, aproximadamente 25 veces la masa del Sol, desapareció repentinamente y no dejó supernova ni ninguna otra explicación. La única explicación razonable es el colapso directo.

Agujeros negros de colapso directo. Cuando una estrella se convierte en una supernova, su núcleo se derrumba y puede convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de la masa. Pero solo el año pasado, por primera vez, los astrónomos observaron cómo una estrella que pesaba 25 solares simplemente desapareció. Las estrellas no desaparecen sin dejar rastro, pero podría haber una explicación física de lo que pudo haber sucedido: el núcleo de la estrella dejó de crear suficiente presión de radiación para equilibrar la compresión gravitacional. Si la región central se vuelve suficientemente densa, es decir, si una masa suficientemente grande se comprime en un volumen suficientemente pequeño, se forma un horizonte de eventos y surge un agujero negro. Y después de la aparición del agujero negro, todo lo demás simplemente se tira hacia adentro.


Uno de los muchos grupos en esta región se destaca por las estrellas azules masivas y de corta duración. En solo 10 millones de años, la mayoría de las estrellas más masivas explotarán, convirtiéndose en supernovas tipo II, o simplemente experimentarán un colapso directo

La posibilidad teórica de colapso directo se predijo para estrellas muy masivas, más de 200-250 masas solares. Pero la reciente desaparición de una estrella de una masa relativamente pequeña ha puesto en tela de juicio la teoría. Tal vez no comprendamos los procesos internos de los núcleos estelares tan bien como pensamos, y tal vez la estrella tenga varias formas de simplemente colapsar por completo y desaparecer sin dejar caer ninguna cantidad tangible de masa. En este caso, la formación de agujeros negros a través del colapso directo puede ser un fenómeno mucho más frecuente de lo que se pensaba, y esta puede ser una forma muy conveniente para que el Universo cree agujeros negros supermasivos en las primeras etapas de desarrollo. Pero hay otro resultado, todo lo contrario: un espectáculo de luces, mucho más colorido que una supernova.


¡En ciertas condiciones, una estrella puede explotar para no dejar nada atrás!

Explosión de hipernova. También conocido como supernova superbrillante. Tales eventos son mucho más brillantes y dan curvas de luz completamente diferentes (una secuencia de brillo creciente y decreciente) que cualquier supernova. La principal explicación del fenómeno se conoce como la " supernova inestable por pares ". Cuando una gran masa, cientos, miles e incluso muchos millones de veces más que la masa de todo nuestro planeta, se derrumba en un pequeño volumen, se libera una gran cantidad de energía. Teóricamente, si una estrella es lo suficientemente masiva, del orden de 100 masas solares, la energía emitida por ella será tan grande que los fotones individuales pueden comenzar a convertirse en pares de electrones-positrones. Todo está claro con los electrones, pero los positrones son sus contrapartes de la antimateria y tienen sus propias características.


El diagrama muestra el proceso de producción de vapor que, según los astrónomos, condujo a la aparición de la hipernova SN 2006gy . Cuando aparecen fotones de energía suficientemente alta, también aparecerán pares de electrones-positrones, debido a que la presión caerá y comenzará una reacción descontrolada, destruyendo la estrella

En presencia de una gran cantidad de positrones, comenzarán a colisionar con los electrones disponibles. Estas colisiones conducirán a su aniquilación y a la aparición de dos fotones de rayos gamma de cierta energía alta. Si la tasa de aparición de positrones (y, en consecuencia, los rayos gamma) es suficientemente baja, el núcleo de la estrella permanece estable. Pero si la velocidad aumenta lo suficiente, estos fotones, con una energía de más de 511 keV, calentarán el núcleo. Es decir, si comienza la producción de pares de electrones-positrones en un núcleo colapsante, la velocidad de su producción aumentará más y más rápido, lo que calentará aún más el núcleo. Esto no puede continuar indefinidamente: como resultado, dará lugar a la aparición de la supernova más espectacular de todas: ¡una supernova de par inestable en la que una estrella entera explota con una masa de más de 100 soles!



Esto significa que para una estrella supermasiva hay cuatro opciones para el desarrollo de eventos:

• Las supernovas de baja masa generan una estrella de neutrones y gas.
• Las supernovas de mayor masa generan un agujero negro y gas.
• Las estrellas masivas como resultado del colapso directo dan lugar a un agujero negro masivo sin ningún otro residuo.
• Después de la explosión de hipernova, solo queda gas.

A la izquierda hay una ilustración de las entrañas del artista de una masiva estrella que quema silicio, y se encuentra en las últimas etapas que preceden a la supernova. A la derecha está la imagen del telescopio Chandra de restos de supernovas de Cassiopeia A que muestra la presencia de elementos como hierro (azul), azufre (verde) y magnesio (rojo). Pero este resultado no fue necesariamente inevitable.

Al estudiar una estrella muy masiva, existe la tentación de asumir que se convertirá en una supernova, después de lo cual permanecerá un agujero negro o una estrella de neutrones. Pero, de hecho, hay otros dos escenarios posibles que ya se han observado, y que ocurren con bastante frecuencia según los estándares cósmicos. Los científicos todavía están trabajando para comprender cuándo y en qué condiciones ocurre cada uno de estos eventos, pero en realidad ocurren. La próxima vez, mirando una estrella muchas veces superior al Sol en masa y tamaño, no piense que una supernova será un resultado inevitable. En tales objetos todavía hay mucha vida y muchas opciones para su muerte. Sabemos que nuestro Universo observable comenzó con una explosión. En el caso de las estrellas más masivas, todavía no estamos seguros de si terminarán sus vidas en una explosión, destruyéndose por completo, o en un colapso silencioso, completamente comprimido en el abismo gravitacional del vacío.