Formación de una agujero negro estelar.

Después de un pequeño lapsus, vamos a por el tercer capítulo de mi modesta guía para comprender los agujeros negros.

El capítulo de hoy trata de explicar de dónde salen los agujeros negros estelares y para ello hay que hacer un breve recorrido por la vida de las estrellas, espero que lo disfrutéis.

Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Capítulo 3. Formación de un agujero negro estelar

Un agujero negro estelar es aquel que se produce por el colapso de una estrella y para comprender su formación, es necesario conocer toda la vida de la misma.

Una estrella nace de una nube de gas molecular que por efecto de la gravedad se colapsa en lo que se llama protoestrella. La gravedad que genera forma un disco de acreción compuesto de material que va cayendo en la protoestrella y compactándose con ella.  En este objeto planetario las altas temperaturas y presiones hacen que se den reacciones de fusión nuclear, de manera que de elementos tan sencillos como el hidrógeno vayan apareciendo elementos más pesados pero también más estables. Estas reacciones nucleares provocan un proceso de expansión por radiación en la estrella que se ve frenado por la gravedad, manteniéndose la estrella en equilibrio, pero esta situación no puede mantenerse siempre.

Primero empiezan a fusionarse los núcleos de hidrógeno, pero cuando se ha agotado la mayoría, la presión de la radiación disminuye y la gravedad gana momentáneamente la batalla. Cuando las capas superiores de la estrella se contraen, provocan la fusión del hidrógeno que queda y la estrella se expande en una gigante roja o supergigante roja (dependiendo de su tamaño). En este estado empieza a fusionarse el helio en carbono. Cuando este se acaba nuevamente hay un proceso de expansión de las capas superiores de la estrella, mientras que el núcleo se va contrayendo. Depende de la masa de la estrella que sigan produciéndose reacciones nucleares en su interior.

En el caso de que la masa esté por debajo del límite de Chandrasekhar, 1.4 veces la masa del Sol, la estrella no alcanza las condiciones de temperatura y presión necesarias para que se produzca la fusión del carbono u otros elementos más pesados, por lo que la gravedad  provoca que el astro se hunda, y expulse gran parte de su masa en una nebulosa planetaria. La estrella no ha colapsado del todo por causa de una fuerza que contrarresta la gravitatoria, esta fuerza es la presión de degeneración de los electrones, y se debe a la oposición que ofrecen estos (como fermiones que son) a estar tan apretados. El núcleo permanece como una enana blanca.

En el caso de que la masa de la estrella esté por encima del límite del Chandrasekhar, puede superar la presión de degeneración de los electrones. Sin embargo, puede aparecer otra fuerza, esta vez la presión de degeneración de los neutrones, que contrarreste la fuerza gravitatoria. La presión de degeneración de los neutrones es suficiente si la masa no supere otro límite, el de Tolman-Oppeenheimer-Volkoff, que es de unos 2 o 3 veces la masa del Sol. Luego cuando una estrella tiene un masa comprendida entre el límite de Chandrasekhar y el de Tolman-Oppeenheimer-Volkoff, colapsa y acaba explotando en una supernova, permaneciendo en su lugar una estrella de neutrones. Estos objetos cósmicos son muy compactos, y debido a que en un colapso gravitatorio el momento angular y el flujo magnético deben conservarse, por la disminución de su masa rotan muy rápidamente. Además, las estrellas de neutrones están muy magnetizadas. Debido a la velocidad de rotación y a esta magnetización, una estrella de neutrones se comporta como un faro: emite luz, pero sólo en un hilo de radiación muy fino.

Por último, una estrella con una masa superior al límite de  Tolman-Oppeenheimer-Volkoff provocaría una fuerza gravitatoria superior a la presión de degeneración de los neutrones, por lo que  el colapso no se detendría, aumentando enormemente la densidad y con ella el campo gravitatorio, tendiendo ambos a infinito, lo que da lugar a la singularidad, lo que esconde decorosamente nuestro agujero negro.

Evolución de las estrellas

Evolución de las estrellas

Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Capítulo 1Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Capítulo 2Cayendo en un agujero negro.

Capítulo 3Formación de un agujero negro estelar.

Capítulo 4Agujeros negros supermasivos y SgrA*.

Capítulo 5. Muerte de un agujero negro.

*Consultar bibliografía y webgrafía en el capítulo 1.

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2 comentarios en “Formación de una agujero negro estelar.

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