¿Cómo muere una estrella?

Además de la respuesta de Abhijeet, otras respuestas aquí se han centrado más en la etapa posterior a Red Giant . Trataré de explicar qué sucede exactamente durante la fase gigante roja.

Veamos algunos conceptos antes de pasar a la respuesta real.

• La estrella, como el Sol, era una enorme nube de hidrógeno y helio en una etapa.
• A medida que el gas comienza a comprimirse, su temperatura aumenta. Sabemos que cuando el gas se calienta, su presión aumenta.
• Esta presión térmica y de radiación hace que el gas se expanda, es decir, se aleje del centro, pero la gravedad detiene su expansión.
• La temperatura aumenta y la fusión comienza a temperaturas y presiones muy altas.
• La fusión ocurre solo en el área central, porque hay una caída posterior en las temperaturas y presiones a medida que nos movemos hacia afuera.
• El núcleo que está más caliente no se eleva a capas externas más frías y el hidrógeno externo no circula de regreso para reponer el núcleo.

Ahora, ¿qué significa “Star se acerca a su muerte”? :

• El hidrógeno en el núcleo se quema por completo en núcleos de helio.
• Inicialmente, la temperatura en el núcleo no es lo suficientemente alta como para encender la combustión de helio. Sin combustible adicional en el núcleo, la fusión se extingue.
• El núcleo no puede sostenerse y contraerse ; a medida que se encoge, se calienta .
• El aumento de la temperatura en el núcleo calienta una capa delgada alrededor del núcleo hasta que la temperatura alcanza el punto en que la combustión de hidrógeno se enciende en esta capa alrededor del núcleo.
• Con la generación de energía adicional en el caparazón de combustión de H, las capas externas de la estrella se expanden, pero su temperatura disminuye a medida que se alejan del centro de generación de energía. Esta estrella grande pero fría ahora es un gigante rojo , con una temperatura superficial de 3500 grados y un radio de aproximadamente 100 radios solares.
• El núcleo de helio se contrae hasta que su temperatura alcanza los 100 millones de grados. En este punto, la quema de helio se enciende en el núcleo.
• El helio se convierte en carbono (C) y oxígeno (O). Sin embargo, el núcleo no puede expandirse tanto como sea necesario para compensar la mayor generación de energía causada por la quema de helio.
• Debido a que la expansión no compensa, la temperatura se mantiene muy alta y la combustión del helio continúa con furia. Sin válvula de seguridad, la fusión de helio no se controla y se produce una gran cantidad de energía de repente.
• Este flash de helio ocurre unas pocas horas después de que comienza la fusión de helio.
  El núcleo explota, la temperatura del núcleo cae y el núcleo se contrae nuevamente, calentándose así.
• Incluso el helio está ardiendo ahora, sin embargo, las reacciones están más controladas porque la explosión ha reducido la densidad lo suficiente. Los núcleos de helio se fusionan para formar carbono, oxígeno.
• La estrella deambula por la región gigante roja, desarrollando sus distintas capas, y finalmente formando un núcleo de carbono-oxígeno.
• 
• Cuando el helio en el núcleo se convierte completamente en C, O, etc., el núcleo vuelve a contraerse y, por lo tanto, se calienta nuevamente. En una estrella como el Sol, su temperatura nunca alcanza los 600 millones de grados requeridos para quemar carbono. En cambio, las capas externas de la estrella eventualmente se vuelven tan frías que los núcleos capturan electrones para formar átomos neutros (en lugar de núcleos y electrones libres).
• Cuando los átomos se forman al capturar fotones de esta manera, hacen que se emitan fotones; Estos fotones están fácilmente disponibles para su absorción por los átomos vecinos y eventualmente esto hace que las capas externas de la estrella se calienten. Cuando se calientan, las capas externas se expanden más y se enfrían, formando más átomos y liberando más fotones, lo que lleva a una mayor expansión. En otras palabras, este proceso se alimenta solo.
• La envoltura exterior de la estrella explota en el espacio, exponiendo el núcleo remanente comprimido y caliente. Esta es una nebulosa planetaria.
• Los contactos centrales pero la combustión de carbono nunca se enciende en una estrella de masa solar. La contracción se detiene cuando los electrones se degeneran, es decir, cuando ya no pueden comprimirse más. El remanente del núcleo tiene una temperatura de superficie de 10.000 grados y ahora es una enana blanca .
• Sin fusión nuclear ni colapso gravitacional posible, la generación de energía cesa. La estrella irradia constantemente su energía, se enfría y finalmente se desvanece de la vista, convirtiéndose en una enana negra .

Más detalles aquí: La evolución del sol
Ahora, se trataba de la evolución de una estrella con masa <1.4 * masa solar. (También conocido como límite de Chandrasekhar).

Para estrellas con masa> 3 x masa solar, incluso la presión de degeneración de neutrones no puede detener la compresión. La compresión continúa y resulta en una singularidad (agujero negro).

Gracias por A2A.

La fusión de elementos con números de masa superiores a 26 consume más energía de la que produce la reacción. Por lo tanto, los elementos más pesados ​​que el hierro no pueden ser fuentes de combustible en las estrellas.

Para las estrellas de menos de aproximadamente 25 masas solares, el final de sus vidas es evolucionar a enanas blancas después de una pérdida de masa sustancial. Debido a los límites de la estructura atómica, todas las enanas blancas deben poseer una masa menor que el límite de Chandrasekhar, es decir, 1,44 de masa solar. Si su masa inicial es mayor que el límite de Chandrasekhar, entonces deben perder sus envolturas durante su fase de nebulosa planetaria hasta que estén por debajo de este límite de masa. El límite de Chandrasekhar Un ejemplo de esto es que la estrella moribunda Ojo de gato crea una escultura de fantasía de gas y polvo.

En qué etapa una estrella se convierte en una enana blanca depende de qué tan rápido se quede sin combustible en su núcleo. Las estrellas de mayor masa cambiarán de helio a carbón y extenderán su vida útil. Incluso las estrellas de mayor masa quemarán neón después de que el carbono se agote. Sin embargo, una vez que se alcanza el hierro, la fusión se detiene debido a la razón mencionada anteriormente.

Después de evolucionar a enanas blancas, las estrellas con masas originales de menos de 25 masas solares se enfrían lentamente para convertirse en enanas negras y sufren la muerte por calor. Las estrellas de más de 25 masas solares sufren un final más violento en sus vidas. La combustión del núcleo de carbono dura 600 años para una estrella de este tamaño. Quema de neón durante 1 año, quema de oxígeno solo durante 6 meses. A 3.000 millones de grados, el núcleo puede fusionar núcleos de silicio en hierro y todo el suministro del núcleo se agota en un día dejando un núcleo de hierro inerte.

Un núcleo de hierro inerte se acumula en este momento donde las capas sucesivas sobre el núcleo consumen el combustible restante de los núcleos más ligeros en el núcleo. El núcleo es aproximadamente del tamaño de la Tierra, comprimido a densidades extremas y cerca del límite de Chandrasekhar. Las regiones externas de la estrella se han expandido para llenar un volumen tan grande como la órbita de Júpiter desde el Sol. Como el hierro no actúa como combustible, la combustión se detiene.

El cese repentino de la generación de energía hace que el núcleo se colapse y las capas externas de la estrella caigan sobre el núcleo. Las capas que caen se derrumban tan rápido que ‘rebotan’ en el núcleo de hierro a una velocidad cercana a la de la luz. El rebote hace que la estrella explote como una supernova. La energía liberada durante esta explosión es tan inmensa que la estrella brillará en toda una galaxia durante unos días. (Las supernovas se pueden ver en las galaxias cercanas, aproximadamente una cada 100 años).

Una vez que la fase de combustión de silicio ha producido un núcleo de hierro, el destino de la estrella se sella. Dado que el hierro no se fusionará para producir más energía, la producción de neutrinos pierde energía a través de una variedad de reacciones nucleares. Los neutrinos, que interactúan muy débilmente con la materia, dejan inmediatamente el núcleo llevándose energía con ellos. El núcleo se contrae y los títulos de las estrellas al borde del olvido.

A medida que el núcleo se encoge, aumenta su densidad. Los electrones se ven obligados a combinarse con los protones para formar neutrones y más neutrinos, lo que se llama neutronación . El núcleo se enfría más y se convierte en una forma de materia extremadamente rígida. Todo este proceso solo toma 1/4 de segundo.

Etapas de una supernova:

1. El núcleo de hierro inerte deja de producir más energía, pero continúa produciendo neutrinos que liberan energía del núcleo.

2. Las densidades aumentan, los protones y los electrones se combinan para producir neutrones y más neutrinos.

3. La pérdida repentina de energía provoca el colapso del núcleo por falta de soporte de presión

4. Las regiones alrededor del núcleo no son compatibles y se sumergen en el núcleo a velocidades de hasta el 15% de la velocidad de la luz

5. Las densidades de neutrones son tan altas en el núcleo que es incompresible y rígido. Las capas que caen golpean el núcleo y rebotan.

6. En una fracción de segundo, una onda de materia forma un frente de choque y se mueve hacia afuera y hacia la superficie estelar.

7. La onda de choque golpea la superficie de la estrella y la estrella explota.

8. El choque interno comprime el núcleo estelar restante en una estrella de neutrones o un agujero negro.

Con una pérdida de presión del núcleo, las regiones sin soporte que rodean el núcleo se sumergen hacia adentro a velocidades de hasta 100,000 km / s. El material se estrella contra el núcleo ahora rígido, se acumulan enormes temperaturas y presiones, y las capas rebotan hacia arriba. Se forma una onda de choque, que se acelera y, en unas pocas horas, explota desde la superficie de la estrella corriendo hacia afuera a miles de km / seg.

Todo este proceso ocurre tan rápido que solo podemos seguirlo usando simulaciones de supercomputadora. Los mapas de densidad y flujo muestran los detalles en regiones donde no se pueden hacer observaciones.

A medida que las capas externas se lanzan al espacio, la luminosidad de la estrella moribunda aumenta en un factor de 10 ^ 8 o 20 magnitudes. En 1987, una supernova explotó en nuestra galaxia vecina más cercana, la Gran Nube de Magallanes. Esa supernova, designada SN1987A (la primera descubierta en 1987) fue visible a simple vista, aumentando a un brillo máximo 85 días después de la detonación con una disminución lenta en los próximos 2 años. Página en gsu.edu

Aunque una supernova es extremadamente brillante, solo el 1% de su energía se libera como luz óptica. El resto se libera como neutrinos y energía cinética que resulta en la explosión.
La mayor parte de la luminosidad inicial es el caparazón de la estrella que se expande hacia afuera y se enfría. Después de unos cientos de días, esta capa de gas en expansión se ha enfriado para ser casi invisible y la luz que vemos en este punto se debe a la desintegración radiactiva del níquel y el cobalto producida por la nucleosíntesis durante la explosión.

El Atlas de Cambridge de la astronomía
Muerte estelar

Varios miles de millones de años después de que comience su vida, una estrella morirá. Sin embargo, cómo muere la estrella depende del tipo de estrella que sea.

Estrellas como el sol
Cuando el núcleo se queda sin combustible de hidrógeno, se contraerá bajo el peso de la gravedad. Sin embargo, se producirá algo de fusión de hidrógeno en las capas superiores. A medida que el núcleo se contrae, se calienta. Esto calienta las capas superiores y hace que se expandan. A medida que las capas externas se expanden, el radio de la estrella aumentará y se convertirá en un gigante rojo . El radio del sol gigante rojo estará más allá de la órbita de la Tierra. En algún momento después de esto, el núcleo se calentará lo suficiente como para hacer que el helio se fusione en carbono. Cuando se agota el combustible de helio, el núcleo se expandirá y enfriará. Las capas superiores se expandirán y expulsarán material que se acumulará alrededor de la estrella moribunda para formar una nebulosa planetaria . Finalmente, el núcleo se enfriará en una enana blanca y luego eventualmente en una enana negra . Todo este proceso llevará unos pocos miles de millones de años.

Estrellas más masivas que el sol
Cuando el núcleo se queda sin hidrógeno, estas estrellas fusionan helio en carbono al igual que el Sol. Sin embargo, una vez que el helio se ha ido, su masa es suficiente para fusionar el carbono en elementos más pesados ​​como oxígeno, neón, silicio, magnesio, azufre y hierro. Una vez que el núcleo se ha convertido en hierro, ya no puede arder. La estrella colapsa por su propia gravedad y el núcleo de hierro se calienta. El núcleo está tan apretado que los protones y los electrones se fusionan para formar neutrones. En menos de un segundo, el núcleo de hierro, que es aproximadamente del tamaño de la Tierra, se contrae a un núcleo de neutrones con un radio de aproximadamente 6 millas (10 kilómetros). Las capas externas de la estrella caen hacia adentro sobre el núcleo de neutrones, aplastándolo aún más. El núcleo se calienta a miles de millones de grados y explota ( supernova ), liberando grandes cantidades de energía y material al espacio. La onda de choque de la supernova puede iniciar la formación de estrellas en otras nubes interestelares. Los restos del núcleo pueden formar una estrella de neutrones o un agujero negro dependiendo de la masa de la estrella original.

La muerte de una estrella: cómo funcionan las estrellas

Las estrellas son enormes bolas de gas en llamas que se encuentran dispersas por todo el Universo. Se queman durante millones de años, emitiendo luz y calor. Las estrellas mueren cuando eventualmente usan todo su combustible y se queman. Este proceso puede llevar millones de años.

Hacia el final de su vida, una estrella comienza a quedarse sin hidrógeno para impulsar su fusión nuclear. Comienza a enfriarse, convirtiéndose en un gigante rojo. el gigante rojo se hincha y la presión en su centro se vuelve tan grande que la estrella comienza a absorber energía en lugar de emitirla. En cuestión de segundos, la estrella se derrumba, luego explota en una supernova. Esta es una gran explosión de luz y energía que se puede ver en toda la galaxia.

¿Por qué mueren las estrellas?
Estoy seguro de que hay cientos de respuestas desde diferentes perspectivas. Perspectivas filosóficas, científicas, religiosas, espirituales, matemáticas y otras.

Puramente desde una perspectiva filosófica, algunas de las respuestas podrían ser las siguientes:

1. Será muy difícil imaginar formas de vida superiores sin los elementos más pesados ​​como el magnesio, el zinc, el hierro, el cobre, etc. Los niveles reducidos de estos elementos en los humanos se manifiestan como diversas formas de desnutrición. Ausencia de estos? Probablemente, los humanos en nuestra forma actual no podríamos sobrevivir. Y es durante la muerte de las estrellas que conducen a la formación de los metales pesados. ¡Existimos solo porque algunas estrellas han muerto en algún lugar muchos siglos atrás y se han dispersado en polvo de estrellas! En cierto modo, no somos más que materia muerta.

2. Ahora se cree que los agujeros negros son las fuerzas en el centro de cada galaxia que anclan las estrellas en cada galaxia para darle esa forma espiral única. Todos los millones y miles de millones de estrellas en una galaxia giran alrededor de un agujero negro en el centro. De lo contrario, los billones de estrellas podrían estar flotando por todo el Universo, golpeándose entre sí y causando caos. Sería muy difícil para la vida existir en tal escenario. Los agujeros negros no son más que estrellas muertas y los necesitamos para mantener los billones de estrellas en su lugar para que la vida pueda existir en el universo.

3. Los Vedas creían en un universo cíclico. El universo actual fue creado como resultado de la muerte de otro universo antes de él. Básicamente, el Big Bang no es más que la muerte y el nacimiento simultáneos de dos universos. Ahora me pregunto en voz alta aquí … Posiblemente cuando haya suficiente número de estrellas muertas flotando alrededor del universo como agujeros negros, su atracción gravitacional combinada entre sí podría resultar en una contracción masiva que resultaría en un GRAN COLAPSO en lugar de un GRAN BANG y convertirse en la causa de un nuevo BIG BANG. Para que eso suceda, las estrellas tienen que morir.

Estoy seguro de que hay varias razones más en las que uno puede pensar. Pero supongo que entiendes la deriva … Las estrellas mueren para que podamos existir. 🙂

Esta es una imagen de un libro que tengo, (en danés) muestra la muerte de la estrella de acuerdo con la cantidad de masa que contiene, esta es la mejor demostración que he visto.

La primera (más alta) es una estrella pequeña, con 0.1 de la masa del sol. Se vuelve cada vez más pequeño y eventualmente se convierte en una enana negra.

La segunda (en el centro) es una estrella como el Sol, se convierte en un gigante rojo tan grande que destruye la Tierra y luego comienza a colapsar, convirtiéndose en nebulosas planetarias.

La última es una gran estrella, con al menos la masa del sol veces 8. Esta estrella es bastante interesante, ya que se vuelve “vieja” se convierte en una supergigante, después de eso, se convierte en supernova, y al final, se convierte en un agujero negro , o una estrella de neutrones.

O bien en silencio o bastante desordenado, y creo que Meghna lo ha resumido bien. La única adición que haré se refiere a los tipos más numerosos de estrellas (al menos en nuestra galaxia), las enanas rojas, que realmente se sientan allí y eventualmente saldrán sin siquiera un gemido.

Como un gigante rojo: hinchado y mucho más brillante.

La mayoría de las estrellas se desprenden de una nebulosa planetaria y colapsan para convertirse en una enana blanca. El pequeño puñado de estrellas al menos ocho veces más masivo que el sol también tendrá una explosión de supernova.

Las estrellas más pequeñas, los enanos rojos, tienen una vida tan larga que ninguna está aún cerca del final. Pueden morir de alguna manera diferente.