En la clase de hoy me quedé sin tiempo para mostrarles fotos de los tipos de estrellas que estuvimos comentando. Como dijimos, una estrella como el sol se mantiene en equilibrio gracias a la energía liberada en la fusión de hidrógeno en su núcleo. En algún momento (para el sol, dentro de unos 10 mil millones de años), el hidrógeno se termina, el núcleo deja de producir energía y no hay nada que contrarreste la gravedad, con lo cual la estrella se comprime. Debido a la compresión, también se calienta, hasta que en algún momento se dan las condiciones para que empiece a fundir helio. Ahí se libera una gran cantidad de energía que expulsa a las capas externas de la estrella, formando lo que se conoce como una gigante roja. Acá va una foto de la gigante roja U Camelopardalis tomada por el telescopio espacial Hubble:

El detalle es espectacular, y se aprecia esta idea de que las capas externas están siendo expulsadas. Para más detalles sobre la foto, ver acá. Al tener que soportar menos peso por la expulsión de las capas externas de la estrella, el núcleo se expande y se enfría un poco, lo cual detiene la fusión del helio. Si su masa es menor que el límite de Chandrasekhar (1.4 masas solares), la presión de degeneración de los electrones (ver la carpeta de Teórica 3) puede sostener a la estrella en equilibrio, con lo cual no se reanuda la fusión del helio y la estrella se queda ahí quietecita, brillando poco. Es lo que se conoce como una enana blanca, y las capas externas de la antigua estrella forman una nebulosa planetaria. Acá tienen una foto, tomada por el telescopio espacial James Webb, de la nebulosa planetaria del Anillo del Sur.

Los dos puntitos brillantes que se ven en el centro son dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra. La más roja es una enana blanca. Más detalles acá. Si el núcleo de la gigante roja tiene más masa que el límite de Chandrasekhar, entonces no le queda más remedio que volver a fundir helio para mantenerse en equilibrio. Cuando el helio se termina, empieza a fundir carbono, y luego silicio, formando hierro. Y en este punto ya no le quedan armas para frenar el colapso. La fusión del hierro no libera energía, sino que la absorbe, así que la estrella no puede aprovechar esa reacción nuclear para mantenerse en equilibrio. El colapso es imparable. Ni siquiera los electrones se pueden mantener separados de los núcleos y, por medio de la interacción débil, reaccionan con protones dando lugar a neutrones y neutrinos. El resultado es una estrella que tiene la densidad de un núcleo atómico, formada mayormente por neutrones. Una estrella de neutrones. En este punto, a la estrella le queda una última oportunidad de salvarse del colapso definitivo. Los neutrones tienen su propia presión de degeneración, que puede sostener a la estrella si ésta no es demasiado masiva (si no tiene más de unas 2-5 masas solares). En ese caso, el colapso de la estrella se frena abruptamente, y el resultado de ese frenazo tan brusco es una supernova: una explosión tan violenta que, mientras dura, brilla tanto como toda la galaxia que la alberga. Acá tienen una foto de la supernova 1987A, tomada por el European Southern Observatory.

La supernova es el punto gordo luminoso en el centro de la imagen. Para más información sobre la foto, click acá. Lo que queda entre los escombros de la supernova es la estrella de neutrones, que en algunos casos es un púlsar. Acá tienen una foto de la nebulosa del cangrejo, lo que queda de la supernova SN 1054, tomada por Chandra, Hubble y  Spitzer:

El puntito brillante del medio es un púlsar, el púlsar del cangrejo. Lo fascinante de este púlsar es que la supernova que lo precedió se pudo ver. Fue hace un milenio, en el año 1054, tal como reportan documentos chinos y árabes de la época. Y finalmente, qué ocurre si la estrella tiene más de 2-5 masas solares? Que la presión de degeneración de los neutrones no la puede sostener, y continúa imparable su colapso hasta formar un agujero negro. Son famosas las imágenes de agujeros negros que tomó el Event Horizon Telescope, pero ésos son agujeros negros supermasivos, de una masa millones de veces más grande que la del sol. Éstos no son el resultado del proceso que acabo de contar, por lo menos no directamente. Los que sí están directamente relacionados con este proceso son los que detectó y sigue detectando LIGO. En la foto, la primera señal de ondas gravitacionales registrada por LIGO, que corresponde a la colisión de dos agujeros negros de unas 30 masas solares.

La imagen muestra tanto la señal detectada como la predicción teórica correspondiente a la colisión de agujeros negros. Más información acá.