Remanentes Estelares
Cada estrella termina como uno de tres remanentes compactos: una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, con el resultado fijado principalmente por la masa y la forma de presión, si la hay, que aún puede resistir la gravedad.
Definition
Los remanentes estelares son los objetos compactos, enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros, que permanecen después de que una estrella ha cesado la combustión nuclear y ha desprendido o colapsado sus capas exteriores.
Scope
El área abarca los estados finales densos que quedan cuando las estrellas agotan su combustible nuclear: enanas blancas sostenidas por la presión de degeneración de electrones, estrellas de neutrones sostenidas por la degeneración de neutrones y la fuerza fuerte, y agujeros negros donde ninguna presión detiene el colapso, junto con las supernovas de colapso de núcleo y termonucleares que los crean o acompañan.
Sub-topics
Core questions
- ¿Qué determina qué remanente deja una estrella?
- ¿Cómo puede la materia degenerada soportar una estrella contra la gravedad?
- ¿Por qué los remanentes tienen masas máximas?
- ¿Cómo se forman y se revelan los remanentes por las supernovas?
Key concepts
- enana blanca
- estrella de neutrones
- agujero negro
- presión de degeneración
- límite de Chandrasekhar
- objeto compacto
- supernova
Key theories
- Presión de degeneración y masas límite
- La presión de degeneración cuántica de los electrones soporta las enanas blancas hasta el límite de Chandrasekhar, y la degeneración de neutrones con la fuerza fuerte soporta las estrellas de neutrones hasta un límite de orden de magnitud similar; más allá de estas masas, ninguna presión conocida puede evitar el colapso a un agujero negro.
- Estados finales dependientes de la masa
- Las estrellas de masa baja e intermedia terminan como enanas blancas después de la eyección de la nebulosa planetaria, las estrellas más masivas colapsan en estrellas de neutrones en supernovas, y las más masivas colapsan en agujeros negros, por lo que la masa inicial de una estrella fija en gran medida su remanente.
Mechanisms
Cuando termina la combustión nuclear, el núcleo estelar se contrae hasta que la presión de degeneración cuántica lo detiene, dejando una enana blanca o una estrella de neutrones, o, si el núcleo es demasiado masivo para que cualquier presión lo soporte, la gravedad prevalece y el núcleo colapsa en un agujero negro. Las capas circundantes son expulsadas en una nebulosa planetaria o una supernova que dispersa material procesado y puede dejar un remanente visible.
Clinical relevance
Los remanentes estelares son laboratorios para la física en densidades, gravedad y campos magnéticos extremos; las explosiones de enanas blancas sirven como candelas estándar cosmológicas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros impulsan algunos de los fenómenos más energéticos conocidos, y sus fusiones son las principales fuentes de ondas gravitacionales detectadas.
History
Chandrasekhar derivó la masa máxima de las enanas blancas en 1931, Baade y Zwicky propusieron que las estrellas de neutrones se formaban en supernovas en 1934, Oppenheimer y Volkoff calcularon los límites de las estrellas de neutrones en 1939, y el descubrimiento de púlsares en 1967 y de ondas gravitacionales de la fusión de agujeros negros en 2015 confirmó la realidad de estos remanentes.
Key figures
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- J. Robert Oppenheimer
- Fritz Zwicky
- Jocelyn Bell Burnell
Related topics
Seminal works
- shapiro1983
- chandrasekhar1931
Frequently asked questions
- ¿Qué decide si una estrella se convierte en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro?
- Principalmente es la masa de la estrella, y específicamente la de su núcleo final: las estrellas de baja masa dejan enanas blancas, las más masivas dejan estrellas de neutrones, y las más masivas dejan agujeros negros, porque los núcleos más pesados superan sucesivamente formas más fuertes de soporte de presión.
- ¿Qué es la presión de degeneración?
- Es una presión cuántico-mecánica que surge porque partículas idénticas como electrones o neutrones no pueden ocupar el mismo estado; no depende de la temperatura y puede soportar un remanente contra la gravedad incluso después de que se haya enfriado.