Acerca de la astronomía
El punto brillante en la parte inferior de la Nebulosa Cabeza de Caballo es IC 434, que está formando nuevas estrellas. La evolución de las estrellas comienza en una enorme nube molecular. La densidad de la mayoría de los vacíos en una galaxia es de aproximadamente 0,1 a 1 átomo por centímetro cúbico, pero la densidad de las nubes moleculares gigantes es de varios millones de átomos por centímetro cúbico. Una nube molecular gigante contiene cientos de miles a decenas de millones de masas solares y tiene entre 50 y 300 años luz de diámetro.
A medida que nubes moleculares gigantes orbitan una galaxia, algunos eventos pueden causar su colapso gravitacional. Las nubes moleculares gigantes pueden chocar entre sí o atravesar partes densas de brazos espirales. El material de alta velocidad expulsado por explosiones de supernovas cercanas también puede ser un desencadenante. Finalmente, la compresión y perturbación de las nebulosas causadas por las colisiones de galaxias también pueden formar un gran número de estrellas.
La conservación del momento angular durante el colapso hace que los fragmentos de la nube molecular gigante se rompan en pedazos más pequeños. Los desechos con una masa inferior a unas 50 masas solares formarán estrellas. Durante este proceso, el gas se calienta con la energía potencial liberada y la conservación del momento angular también hace que la nebulosa comience a girar y luego forme protoestrellas.
Las etapas iniciales de formación estelar están casi completamente cubiertas por denso gas y polvo nebular. Normalmente, una fuente estelar que produce estrellas se observará produciendo una sombra en la brillante nube de gas que la rodea, lo que se conoce como esfera de Buck.
Las protoestrellas con masas muy pequeñas no pueden alcanzar temperaturas suficientes para iniciar la reacción de fusión nuclear del hidrógeno, y se convierten en enanas marrones. El límite de masa exacto entre una estrella y una enana marrón depende de la composición química; cuanto más metálico (en comparación con elementos más pesados que el helio), más bajo es el límite. El límite para las protoestrellas con composiciones metálicas similares a las del Sol es de aproximadamente 0,075 masas solares. Las enanas marrones con una masa superior a 13 masas de Júpiter (MJ) sufrirán reacciones de fusión de deuterio, pero algunos astrónomos creen que estas estrellas pueden denominarse enanas marrones, y los objetos más grandes que los planetas pero más pequeños que las enanas marrones se clasifican como objetos subestelares. Ambos tipos, capaces o no de quemar deuterio, eran muy tenues y se enfriaron y extinguieron gradualmente a lo largo de cientos de millones de años.
Las protoestrellas con mayor masa tienen una temperatura central de hasta 1.000.000 K, lo que puede iniciar una reacción en cadena protón-protón y fusionar hidrógeno en deuterio y luego en helio. En una estrella ligeramente más masiva que el Sol, el ciclo del carbono, el nitrógeno y el oxígeno contribuye considerablemente a la producción de energía. El inicio de la fusión nuclear provocará una pérdida a corto plazo del equilibrio hidrostático, que es el equilibrio entre la "presión de radiación" que sale del núcleo y la "presión gravitacional" causada por la masa de la estrella para evitar un mayor "colapso gravitacional" de la estrella. estrella, pero la estrella evoluciona rápidamente a un estado estable.
LH 95 es un vivero estelar en la Gran Nube de Magallanes. Las estrellas recién nacidas vienen en diferentes tamaños y colores. Los tipos espectrales van desde el azul de alta temperatura hasta el rojo de baja temperatura, y las masas varían desde 0,085 de la masa solar más baja hasta más de 20 veces la masa solar. El brillo y el color de una estrella dependen de la temperatura de su superficie, que está determinada por su masa.
Las estrellas recién nacidas caerán en puntos específicos de la secuencia principal de Heródoto. Las enanas rojas pequeñas y frías queman hidrógeno más lentamente y pueden permanecer en la secuencia principal durante decenas de miles de millones de años, mientras que las supergigantes masivas y calientes sólo pueden permanecer en la secuencia principal durante millones de años. Una estrella de tamaño mediano como el Sol pasa unos 654,38 billones de años en la secuencia principal. Se considera que el Sol se encuentra en el punto medio de su vida, por lo que todavía se encuentra en la secuencia principal. Una vez que una estrella consume la mayor parte del hidrógeno de su núcleo, abandona la secuencia principal.
Sagitario es un campo estelar donde se concentran una gran cantidad de estrellas.
[Editor] La madurez de las estrellas
Según la masa de la estrella cuando nació, después de millones a miles de millones de años, la reacción de fusión nuclear continua en el núcleo se ha acumulado una gran cantidad de helio. Las estrellas más pesadas y calientes producen helio más rápido que las estrellas más pequeñas y frías.
La densidad del helio acumulado es superior a la del hidrógeno, y va aumentando gradualmente debido a su propia compresión y a las continuas reacciones nucleares. Es necesario mantener un equilibrio estable resistiendo la fuerza gravitacional de compresión a temperaturas más altas.
Con el tiempo, el hidrógeno proporcionado por la energía del núcleo se agotará y no habrá fusión nuclear de hidrógeno que desafíe la presión exterior de la gravedad.
Se encogerá hasta que los electrones se degeneren lo suficiente como para desafiar la gravedad, o el núcleo esté lo suficientemente caliente (100 millones de grados) como para quemar helio, lo que sucederá primero, dependiendo de la masa de la estrella.
[editar] Estrellas de baja masa
Actualmente es imposible saber directamente qué pasará con las estrellas de baja masa una vez que dejen de producir energía mediante reacciones nucleares: la edad actual de la El tiempo que tardan las estrellas en detener las reacciones nucleares es más corto (en algunos casos, órdenes de magnitud más cortos), por lo que las teorías actuales se basan en simulaciones por computadora.
Para estrellas con una masa inferior a 0,5 masa solar, después de que se detiene la fusión de hidrógeno en el núcleo, es simplemente porque no hay suficiente masa para generar suficiente presión en el núcleo, y la reacción de fusión del El núcleo de helio no puede continuar. Se convertirán en enanas rojas, como Próxima Centauri, y algunas de ellas vivirán miles de veces más que el Sol. Los modelos astrofísicos actuales creen que una estrella con una masa solar de 0,1 puede permanecer en la secuencia principal durante hasta 6 billones de años, y se necesitarán cientos de miles de millones de años o más para colapsar lentamente hasta convertirse en una enana blanca [1]. Si el núcleo de una estrella se estanca (lo que se cree que es un poco como el Sol actual), siempre estará rodeado por varias capas de hidrógeno, que pueden haberse creado durante la evolución. Pero si la estrella tuviera convección completa (se cree que esta idea es protagonista de las estrellas de baja masa), entonces no habría capas a su alrededor. Si lo fuera, se convertiría en una gigante roja sin causar fusión de helio, como las estrellas de masa intermedia que se mencionan a continuación; en otras palabras, simplemente se encogería hasta que la presión de degeneración de los electrones impida el colapso gravitacional y luego simplemente se convertiría en una estrella enana blanca; .
[editar]Estrellas de mesoescala
Cuando una estrella similar al Sol muere, se convierte en una nebulosa planetaria, como la Nebulosa del Ojo de Gato. Otro escenario es que varias capas que contienen hidrógeno en la periferia del núcleo sean aceleradas por reacciones de fusión nuclear, lo que inmediatamente provocará que la estrella se expanda. Debido a que estas capas están en la periferia del núcleo y tienen menor gravedad, se expandirán más rápido de lo que aumenta la energía, lo que hará que la temperatura baje, volviéndola más roja que la secuencia principal. Estrellas como ésta se llaman gigantes rojas.
Según Heródoto, las gigantes rojas son gigantes que no están en la secuencia principal. Las estrellas se clasifican como K o M, incluidas Aldebarán en Tauro y Arcturus en Capricornio, ambas gigantes rojas.
Con el apoyo de la presión de degeneración electrónica, una estrella con una masa dentro de unas pocas masas solares desarrollará un núcleo de helio cuya periferia todavía está cubierta por hidrógeno. Su gravedad comprime directamente varias capas de hidrógeno en el núcleo de helio, lo que hace que la velocidad de reacción de la fusión del hidrógeno sea más rápida que la de las estrellas de la misma masa en la secuencia principal. Esto, a su vez, hace que la estrella se vuelva más brillante (en un factor de 1000 a 1000) y se expanda; la expansión excede el aumento de luminosidad, lo que provoca que la temperatura efectiva disminuya;
La expansión de las estrellas se produce en la capa exterior de la troposfera, que trae material de la zona cercana a la fusión nuclear a la superficie de la estrella y lo mezcla con el material de la superficie mediante turbulencias. En todas las estrellas excepto en la de menor masa, el material que sufre fusión nuclear queda enterrado profundamente en el interior de la estrella antes de este punto. Los productos de la fusión nuclear pueden verse por primera vez en la superficie de la estrella mediante convección. En esta etapa de la evolución, los resultados son muy sutiles, siendo los mayores efectos los cambios en los isótopos de hidrógeno y helio que aún no se han observado. Lo que es útil es el reciclaje de carbono, nitrógeno y oxígeno en la superficie, una proporción más baja de 12C/13C y cambiar la proporción de carbono a nitrógeno. Estos fueron descubiertos mediante espectroscopios y medidos en muchas estrellas en evolución.
Diagrama esquemático que muestra la evolución de una estrella con una masa similar a la del sol. Las estrellas nacen del colapso de nubes de gas (1), pasan por la etapa de contracción para convertirse en protoestrellas (2) y luego entran en la secuencia principal (3). Una vez que se agota el hidrógeno del núcleo, se expande hasta convertirse en una gigante roja (4), luego su capa exterior se disipa en una nebulosa planetaria y su núcleo degenera en una enana blanca (5). Cuando se consume el hidrógeno alrededor del núcleo, el núcleo absorbe el helio producido, lo que hace que el núcleo se contraiga aún más, lo que hace que el hidrógeno restante se fusione más rápido, lo que eventualmente conduce a la fusión del helio en el núcleo (incluidos tres procesos de helio). En estrellas de más de 0,5 masas solares, la presión de degeneración de los electrones puede retrasar la fusión del helio entre millones y decenas de millones de años; en las estrellas más pesadas, la masa combinada del núcleo de helio y varias capas de gas puede provocar que la degeneración de los electrones no lo sea; suficiente para ralentizar el proceso de fusión del helio.
La explosión de helio ocurre cuando la temperatura y la presión del núcleo son suficientes para encender la fusión del helio en el núcleo, y si la presión de degeneración de electrones es la fuerza principal que sostiene el núcleo. En un núcleo más masivo, la presión de degeneración de electrones no es la fuerza principal que sostiene el núcleo, y la combustión por fusión de helio se desarrolla de manera relativamente silenciosa. Incluso si se produce un destello de helio, el tiempo para la rápida liberación de energía (108 órdenes de magnitud de la energía solar) también es muy corto, por lo que la capa superficial observable fuera de la estrella no se verá afectada [2]. La energía producida por la fusión del helio hará que el núcleo se expanda, por lo que la velocidad de fusión del hidrógeno superpuesta a la capa exterior del núcleo se ralentizará, reduciendo así la producción general de energía. Entonces la estrella se encogerá, aunque no todas regresarán a la región de secuencia principal, migrará a lo largo de la rama horizontal de Herotto, el radio se reducirá gradualmente y la temperatura de la superficie aumentará.
Después de que la estrella consume el helio de su núcleo, la fusión continúa cerca del núcleo caliente que contiene carbono y oxígeno. A medida que la estrella entra en la rama gigante asintótica del diagrama de Herro, la evolución es paralela a la gigante roja original, pero la energía se genera más rápidamente (y por lo tanto dura menos tiempo) [3].
Los cambios en la producción de energía provocan cambios periódicos en el tamaño y la temperatura de la estrella. La propia producción de energía reduce la frecuencia de la radiación energética, que va acompañada de fuertes vientos estelares y pulsaciones violentas que conducen a un aumento en la tasa de pérdida de masa. Las estrellas en esta etapa se denominan estrellas tardías, estrellas OH-IR o estrellas Milla según sus características distintivas. El gas expulsado proviene del interior de la estrella y también es relativamente rico en elementos creativos. En particular, la abundancia de carbono y oxígeno está relacionada con el tipo de estrella. La capa de gas en expansión, llamada envoltura circunestelar, se enfría gradualmente a medida que se aleja de la estrella, permitiendo que se forme polvo y moléculas. Idealmente, después de que los rayos infrarrojos de alta energía del núcleo ingresen al paquete en órbita, se excitarán para formar un punto de disparo.
La velocidad de combustión del helio es extremadamente sensible a la temperatura, lo que puede provocar una gran inestabilidad. La combinación de enormes pulsos eventualmente le dará a la estrella suficiente energía cinética para expulsar varias capas de capas de gas hacia afuera, formando una potencial nebulosa planetaria. El núcleo estelar que queda en el centro de la nebulosa se irá enfriando gradualmente y se convertirá en una pequeña y densa enana blanca.
[editar] Estrellas masivas
La Nebulosa del Cangrejo es el remanente disperso de una supernova que explotó hace unos 1.000 años. En las estrellas masivas, el núcleo es lo suficientemente grande como para encender el helio producido por la fusión del hidrógeno antes de que la presión de degeneración de los electrones pueda volverse dominante. Por lo tanto, cuando estas estrellas se expandan y se enfríen, su brillo no será mucho más brillante que el de las estrellas de baja masa, pero sí será mucho más brillante que las etapas iniciales de las estrellas de baja masa, y serán más brillantes que las gigantes rojas formadas por estrellas de baja masa; Estrellas masivas, por lo que estas estrellas se conocen como estrellas supergigantes.
Una estrella particularmente masiva (unas 40 veces la masa del Sol) será muy brillante y tendrá un viento estelar largo y fuerte. Antes de expandirse hasta convertirse en gigantes rojas, debido a la fuerte presión de la radiación, tienden a desprenderse primero de su capa exterior de gas, por lo que su pérdida de masa también es muy rápida, lo que hace que mantengan una temperatura superficial más alta (azul y blanca) en la zona principal. etapa de secuencia). Debido a que la capa exterior de la estrella será arrancada por una presión de radiación extremadamente fuerte, la masa de la estrella no puede exceder las 120 masas solares. Aunque una masa más baja puede ralentizar el desprendimiento de la capa exterior, si están lo suficientemente cerca, se combinarán con la estrella compañera a medida que la estrella compañera se expanda y la capa exterior se desprenda o porque giren lo suficientemente rápido, traerá convección; todo el material a la superficie, lo que da como resultado una mezcla completa y un núcleo y una capa no separables, lo que evita que se conviertan en gigantes rojas o supergigantes rojas [4].
A medida que se obtiene hidrógeno del fondo de la capa y se fusiona en helio, el núcleo se vuelve gradualmente más caliente y denso. En las estrellas masivas, la presión de degeneración de electrones es insuficiente para evitar por sí sola el colapso gravitacional. En cuanto a cada elemento consumido por el núcleo, también puede prevenir temporalmente el colapso gravitacional al encender el fuego de fusión de elementos más pesados. Si el núcleo de una estrella no es demasiado pesado (la masa es aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol, teniendo en cuenta que antes se ha producido una gran pérdida de masa), es posible que se forme una enana blanca como se describe anteriormente (rodeada por una nebulosa planetaria en el exterior), pero esta es una estrella enana blanca que se compone principalmente de oxígeno, neón y magnesio.
Antes del colapso del núcleo, la estructura central de una estrella masiva está dispuesta en capas como una cebolla (no a escala).
Por encima de cierta masa (estimada en 2,5 veces la masa del Sol, la masa de la protoestrella es aproximadamente 10 veces la masa del Sol), la temperatura central puede alcanzar la temperatura de destrucción local (aproximadamente 1,1 GK) y comenzar a formar oxígeno y el helio, que reaccionará inmediatamente con el resto del neón, se combinará para formar magnesio, oxígeno y luego se fusionará para formar azufre, silicio y pequeñas cantidades de otros elementos. Finalmente, cuando la temperatura alcanza temperaturas tan altas que cualquier elemento queda parcialmente destruido, se suelen liberar partículas alfa (núcleos de helio), que inmediatamente se fusionan con otros núcleos. Así, un pequeño número de núcleos se clasifican en núcleos más pesados y la energía neta liberada aumenta porque la energía liberada por la fragmentación del núcleo padre es mayor que la energía necesaria para fusionarse en los núcleos hijos.
Aquellas estrellas cuyos núcleos son demasiado masivos para formar enanas blancas y no pueden sostener la transformación del neón en oxígeno y magnesio sufrirán un proceso de colapso gravitacional (debido a la captura de electrones) antes de fusionarse en elementos más pesados.[ 5 ]. Independientemente de si la temperatura aumenta o disminuye debido a la captura de electrones, se formarán núcleos más pequeños (como el aluminio y el sodio) antes del colapso gravitacional, lo que tiene un gran impacto en la energía total antes del colapso gravitacional [6]. Esto podría tener consecuencias para las notables explosiones de supernovas y la abundancia de elementos e isótopos expulsados.
Una vez que se produce hierro-56 durante la nucleosíntesis estelar, el proceso posterior consume energía (la energía liberada cuando los fragmentos se combinan para formar una nucleación es menor que la energía necesaria para romper el núcleo original). Si la masa del núcleo es mayor que el límite de Chandrasekhar, la presión de degeneración de los electrones no será suficiente para soportar y resistir la gravedad causada por la masa, y el núcleo colapsará repentinamente, y el colapso catastrófico formará una estrella de neutrones o una agujero negro (cuando la masa del núcleo excede el tiempo límite de Tolman-Oppenhammer-Vakov). Aunque este proceso no se comprende completamente, cierta conversión de energía potencial gravitacional hace que estos núcleos colapsen y se conviertan en supernovas Ib, Ic o II. Lo único que sé es que cuando el núcleo colapsa, como se observó en la Supernova 1987 A, se produce una enorme explosión de neutrinos. Los neutrinos de energía extremadamente alta destruirán algunos núcleos atómicos. Parte de su energía se consumirá en la liberación de núcleos atómicos, incluidos los neutrones, y parte de la energía se convertirá en energía térmica y energía cinética, provocando ondas de choque y algo de energía del colapso del núcleo. y rebote. La captura de electrones en materia convergente muy densa produce neutrones adicionales, y parte de la materia rebotada es bombardeada por neutrones, lo que induce cierta captura nuclear, produciendo una variedad de elementos más pesados que el hierro, incluido el uranio radiactivo [7]. Aunque los neutrones liberados por las estrellas gigantes rojas no explosivas en reacciones tempranas y reacciones secundarias también pueden producir una cierta cantidad de elementos más pesados que el hierro, en esta reacción los elementos más pesados que el hierro (especialmente algunos isótopos estables y de vida larga y algunos isótopos) son significativamente diferente de las explosiones de supernovas. Descubrimos que la abundancia de elementos pesados en el sistema solar es diferente de ambos, por lo que ni las supernovas ni las gigantes rojas por sí solas pueden usarse para explicar las abundancias observadas de elementos pesados e isótopos.
La energía transferida al material que rebota mediante el colapso del núcleo no solo crea los elementos pesados, sino que también proporciona las velocidades de escape necesarias para que aceleren y se separen (un mecanismo que no se comprende completamente), lo que resulta en Formación de supernovas Ib, Ic o II. Actualmente, la comprensión de estos procesos de transferencia de energía es insatisfactoria. Aunque las simulaciones por ordenador actuales pueden proporcionar alguna explicación para la transferencia de energía en las supernovas Ib, Ic o II, todavía son insuficientes para explicar la energía observada transportada por la eyección de material [8]. Alguna evidencia obtenida al analizar los parámetros orbitales y las masas de las estrellas de neutrones (que requieren dos supernovas similares) sugiere que las supernovas producidas por el colapso de los núcleos de oxígeno, neón y magnesio pueden ser diferentes (excepto en tamaño) de las observadas por el colapso del hierro. núcleos [9].
La estrella más masiva puede quedar completamente destruida en una explosión de supernova porque su energía excede su energía de enlace gravitacional. Este raro evento conduce a la inestabilidad en la pareja, y las consecuencias ni siquiera son un agujero negro [10].
[editar] Escombros estelares
Después de que una estrella se queda sin combustible, sus desechos serán uno de los tres tipos siguientes, según su masa durante su vida, si se trata de estrellas exóticas hipotéticas. no se cuentan.
[Editor] White Dwarf
Proyecto principal: White Dwarf
Una estrella con una masa de 1 solar evolucionó hasta convertirse en una enana blanca con una masa de aproximadamente 0,6 masa solar. El volumen comprimido es aproximadamente del mismo tamaño que la Tierra.
Una enana blanca es un objeto muy estable porque su atracción gravitacional hacia adentro está equilibrada por la presión de degeneración electrónica generada por los electrones del núcleo, como resultado del principio de exclusión de Paul. La presión de degeneración electrónica proporciona un límite bastante flexible para una mayor compresión contra la gravedad, por lo que, para diferentes elementos químicos, cuanto mayor es la masa, menor es el volumen; Sin combustible para seguir ardiendo, el calor residual de una estrella puede seguir irradiando durante miles de millones de años.
La composición química de una enana blanca depende de su masa. Sólo unas pocas estrellas con masa solar pueden producir magnesio, neón y algunos otros elementos mediante la fusión del carbono, lo que da como resultado una estrella enana blanca con oxígeno, neón y magnesio como componentes principales. Si se descarta suficiente masa, su masa no excederá el límite de Chandrasekhar (ver más abajo) y si la quema de carbono no es lo suficientemente violenta, se evitará que se convierta en una supernova [11]. Las estrellas con la misma masa que el Sol no pueden provocar la reacción nuclear de fusión de carbono. La enana blanca resultante está compuesta principalmente de carbono y oxígeno. La masa es demasiado baja para provocar un colapso gravitacional a menos que la masa pueda aumentarse más adelante (consulte la figura siguiente). ). Una estrella con una masa inferior a 0,5 masas solares ni siquiera puede encenderse quemando helio (ver imagen arriba), por lo que el componente principal después de ser comprimida en una enana blanca es el helio.
Con el tiempo, todas las enanas blancas se convertirán en objetos fríos y oscuros, que algunos llaman enanas negras. Pero el universo actual no tiene la edad suficiente para producir objetos como las enanas negras.
Si la masa de una enana blanca puede aumentarse más allá del límite de Chandrasekhar, que es 1,4 masas solares para una enana blanca cuyos componentes principales son carbono, oxígeno, neón y/o magnesio, el electrón simplemente y el La presión no podrá resistir la gravedad y la estrella colapsará debido a la captura de electrones. Dependiendo de la composición química y la temperatura del núcleo antes del colapso, el núcleo puede colapsar y convertirse en una estrella de neutrones o puede girar fuera de control debido a la quema de carbono y oxígeno encendidos. Los elementos más pesados son más susceptibles al colapso estelar porque requieren temperaturas más altas para reavivar el combustible del núcleo, por lo que mitigar el proceso de captura de electrones en el núcleo puede facilitar las reacciones nucleares, pero cuanto mayor sea la temperatura del núcleo, más probable es que una estrella lo haga; colapso La reacción nuclear se sale de control, provocando que la estrella colapse y se convierta en una supernova de tipo Ia [12]. Las supernovas de tipo II producidas por la muerte de estrellas masivas son varias veces más brillantes que las supernovas de tipo II, incluso si liberan más energía total. Esta inestabilidad que causa el colapso hace imposible que existan enanas blancas con una masa solar mayor o incluso cercana a 1,4 (la única excepción posible serían las enanas blancas que rotan súper rápidamente, ya que las fuerzas centrífugas compensan el problema de la masa). La transferencia de masa entre satélites podría hacer que la masa de la enana blanca se acerque al límite de Chandrasekhar, provocando inestabilidad.
Si hay una enana blanca y una estrella regular en un sistema binario cercano, el hidrógeno de la compañera más grande formará un disco de acreción alrededor de la enana blanca, aumentando la masa de la enana blanca hasta que su temperatura aumente. alto, provocando una reacción nuclear descontrolada. Esta explosión sólo formará una nueva estrella hasta que la masa de la enana blanca alcance el límite de Chandrasekhar.
[editar] Estrella de Neutrones
La imagen en forma de burbuja es la onda de pulso generada por la supernova que explotó hace 65.438 05.000 años y aún está en expansión. (Ver imagen grande). Tema principal: Estrellas de neutrones.
Cuando el núcleo de una estrella colapsa, la presión hace que se capturen electrones, de modo que la mayor parte del hidrógeno se convierte en neutrones. Después de que desapareció la fuerza electromagnética que originalmente separaba los núcleos atómicos (proporcionalmente, si los núcleos fueran tan grandes como el polvo, los átomos serían tan grandes como un campo de fútbol de 600 pies de largo), el núcleo de la estrella se convierte en una esfera densa con sólo neutrones (como un núcleo gigante), con varias capas exteriores compuestas de materia degenerada (principalmente una fina capa de hierro y sustancias producidas por reacciones posteriores). Los neutrones también obedecen el principio de exclusión de Pauli y utilizan una fuerza similar a la presión de degeneración de electrones, pero más fuerte que la gravedad.
Estrellas como ésta, llamadas estrellas de neutrones, son muy pequeñas (sólo 10 kilómetros de diámetro, no más grandes que una gran ciudad) y extremadamente densas. Sus períodos de rotación se acortan drásticamente debido a la contracción de la estrella (debido a la conservación del momento angular), algunos hasta 600 rotaciones por segundo. A medida que estas estrellas giran a altas velocidades, la Tierra recibe un pulso de radiación cada vez que el polo magnético de la estrella apunta hacia la Tierra. Las estrellas de neutrones como ésta se llaman Posa y la primera estrella de neutrones descubierta fue de este tipo.
[editar]Agujero negro
Proyecto principal: agujero negro
Si los fragmentos de la estrella tienen suficiente masa, la presión de degeneración de neutrones no será suficiente para evitar la estrella de Si la estrella colapsa por debajo del radio de Vasci, los fragmentos de la estrella se convertirán en un agujero negro. No se sabe cuánta masa se necesita para que esto ocurra, pero las estimaciones actuales son de 2 a 3 masas solares.
Los agujeros negros son objetos celestes predichos por la relatividad general, y las observaciones y teorías astronómicas también respaldan la existencia de agujeros negros. Según la tradición de la relatividad general, tanto la materia como la información pueden transferirse desde el interior de un agujero negro a un observador exterior, aunque los efectos cuánticos permiten errores en esta estricta ley.
Aunque el mecanismo por el cual las estrellas colapsan para producir supernovas no se comprende completamente, aún se desconoce si las estrellas pueden colapsar directamente para formar agujeros negros sin una explosión de supernova visible. ¿O forma una estrella de neutrones después de una explosión de supernova y luego continúa colapsando en un agujero negro? La correlación entre la masa estelar inicial y la masa del fragmento final no es del todo fiable. Para resolver estas incertidumbres, es necesario analizar más supernovas y restos de supernovas.