Su destino final es convertirse en una enana negra.
Su sugerencia de que están hechos de hierro tiene sentido, porque la fusión de partículas más pesadas que el hierro en realidad cuesta energía en lugar de producirla. En otras palabras, por encima de la fisión de hierro se convierte en una fuente de energía, por debajo de la fusión de hierro. Esto también explica por qué elementos como el plomo y el uranio solo se pueden formar en supernovas.
Sin embargo, las estrellas que no son lo suficientemente pesadas como para convertirse en supernova, tampoco lo son para producir hierro. Por lo tanto, no se convertirán en esferas de hierro del tamaño de la tierra, sino en carbono y neón. Debido al calor residual, todavía brillan al rojo vivo, pero con el tiempo se enfriarán (al irradiar el calor) y se volverán más y más rojos hasta que finalmente se enfríen más allá del espectro visual y se conviertan en Enanos Negros, invisibles a simple vista.
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Permítanme citar wikipedia aquí, mientras escribo en mi teléfono:
Si un gigante rojo tiene una masa insuficiente para generar las temperaturas centrales requeridas para fusionar carbono, alrededor de mil millones de K, se acumulará una masa inerte de carbono y oxígeno en su centro. Después de deshacerse de sus capas externas para formar una nebulosa planetaria, dejará atrás este núcleo, que forma la enana blanca remanente. [6] Por lo general, por lo tanto, las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno. Si la masa del progenitor está entre 8 y 10.5 masas solares (M☉), la temperatura central es suficiente para fusionar carbono pero no neón, en cuyo caso se puede formar una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio. [7] Además, algunas enanas blancas de helio [8] [9] parecen haberse formado por pérdida de masa en sistemas binarios.
El material en una enana blanca ya no sufre reacciones de fusión, por lo que la estrella no tiene fuente de energía, ni está soportada por el calor generado por la fusión contra el colapso gravitacional. Solo es compatible con la presión de degeneración de electrones, lo que hace que sea extremadamente densa. La física de la degeneración produce una masa máxima para una enana blanca no giratoria, el límite de Chandrasekhar, aproximadamente 1,4 M☉, más allá del cual no puede ser soportado por la presión de degeneración de electrones. Una enana blanca de oxígeno y carbono que se acerca a este límite de masa, generalmente por transferencia de masa desde una estrella compañera, puede explotar como una supernova de Tipo Ia a través de un proceso conocido como detonación de carbono. [1] [6] (Se cree que SN 1006 es un ejemplo famoso).
Una enana blanca está muy caliente cuando se forma, pero como no tiene fuente de energía, gradualmente irradiará energía y se enfriará. Esto significa que su radiación, que inicialmente tiene una temperatura de color alta, disminuirá y enrojecerá con el tiempo. Durante mucho tiempo, una enana blanca se enfriará a temperaturas a las que ya no emitirá calor o luz significativos, y se convertirá en una enana negra fría. [6] Sin embargo, el tiempo que le toma a una enana blanca alcanzar este estado se calcula que es más largo que la edad actual del universo (aproximadamente 13.8 mil millones de años), [10] y dado que ninguna enana blanca puede ser mayor que la edad de En el universo, se cree que todavía no existen enanas negras. [1] [5] Las enanas blancas más antiguas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de grados Kelvin.
