Evolució estel·lar

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

En astronomia, es denomina evolució estel·lar a la seqüència de canvis que una estrella experimenta al llarg de la seva existència. Durant molt temps es va pensar que les estrelles eren enormes boles de foc perpetu. En el segle XIX apareixen les primeres teories científiques sobre l'origen de la seva energia: Lord Kelvin i Helmholtz van proposar que les estrelles extreien la seva energia de la gravetat contraient-se gradualment. Però aquest mecanisme hauria permès mantenir la lluminositat del Sol durant únicament unes desenes de milions d'anys, el que no concordava amb l'edat de la Terra mesura pels geòlegs, que ja llavors s'estimava en diversos milers de milions d'anys. Aquesta discordança va dur a la recerca d'una font d'energia distinta a la gravetat i en els anys 1920 Sir Arthur Eddington va proposar l'energia nuclear com alternativa. Avui dia sabem que la vida de les estrelles està regida per aquests processos nuclears i que les fases que travessen des de la seva formació fins a la seva mort dependran de les taxes dels diferents tipus de reaccions nuclears i de com l'estrella reacciona davant els canvis que en elles es produeixen al variar la seva temperatura i composició internes. Així doncs, l'evolució estel·lar pot descriure's com una batalla entre dues forces: la gravitatòria, que des de la formació d'una estrella a partir d'un núvol de gas tendeix a comprimir a aquesta i a conduir-la al col·lapse gravitatori, i la nuclear, que tendeix a oposar-se a aquesta contracció generant energia per mitjà de reaccions nuclears. Encara que finalment el guanyador d'aquesta batalla és la gravetat (ja que en algun moment l'estrella no tindrà més combustible nuclear que emprar), l'evolució de l'estrella dependrà, fonamentalment, de la massa inicial de l'estrella i, en segon lloc, de la seva metal·licitat i la seva velocitat de rotació així com de la presència d'estrelles companyes properes. Per a una estrella de metal·licitat solar, baixa velocitat de rotació i sense companyes properes, les fases per les quals travessa una estrella d'una massa determinada són les següents:[1][2]

Rang de masses   Fases evolutives Destí final
Massa baixa: M \lesssim 0,5 MSol PSP \rightarrow SP \rightarrow SubG \rightarrow GV \rightarrow ¿NP?+EB
Massa intermèdia: 0,5 MSol \lesssim M \lesssim 9 MSol PSP \rightarrow SP \rightarrow SubG \rightarrow GV \rightarrow AV/BH \rightarrow BAG \rightarrow NP+EB
Massa elevada: 9 MSol \lesssim M \lesssim 30 MSol PSP \rightarrow SP \rightarrow SGB \rightarrow SGG \rightarrow SGV \rightarrow SN+EN
Massa molt elevada: 30 MSol \lesssim M PSP \rightarrow SP \rightarrow SGB \rightarrow VLB \rightarrow WR \rightarrow SN/ERG+AN
Evolució d'estrelles de distintes masses representades en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Els noms de les fases són:

Una estrella pot morir en forma de:

i deixar un Estrella compacta:

Les fases i els valors límits de les masses entre els diferents tipus de possibles evolucions depenen de la metal·licitat, velocitat de rotació i presència de companyes. Així, per exemple, algunes estrelles de massa baixa o intermèdia amb una companya propera o algunes estrelles molt massives i de baixa metal·licitat poden acabar la seva vida destruint-se per complet sense deixar cap (romanent estel·lar).

L'estudi de l'evolució estel·lar està condicionat per les seves escales temporals, gairebé sempre molt superiors a la d'una vida humana. Per això, no s'analitza el cicle de vida de cada estrella individualment sinó que és necessari realitzar observacions de moltes d'elles, cadascuna en un punt distint de la seva evolució, a manera d'instantànies d'aquest procés. En aquest aspecte és fonamental l'estudi de cúmuls estel·lars, els quals constitueixen una col·lecció d'estrelles d'edat i metal·licitat similars però amb un ampli rang de masses. Aquests estudis s'han de comparar amb models teòrics i simulacions numèriques de l'estructura estel·lar.

La preseqüència principal (PSP): Del núvol molecular a l'inici de la combustió d'hidrogen[modifica | modifica el codi]

NGC 604, una gegant regió de formació estel·lar en la Galàxia del Triangle

Les estrelles es formen a partir de la fragmentació i condensació d'immensos núvols moleculars de gran densitat, grandària i massa total. La metal·licitat del núvol de gas serà la que posseeixin les estrelles que origini. Normalment, un mateix núvol produeix diverses estrelles formant cúmuls oberts d'entre desenes i centenars d'elles. Aquests fragments de gas es convertiran en discos d'acreció dels quals sorgiran planetes si la metal·licitat és prou elevada.

En qualsevol cas, el gas prossegueix la seva caiguda cap al centre del núvol. Aquest centre o nucli de la protoestrella es comprimeix més de pressa que la resta alliberant major energia potencial gravitatòria. Aproximadament la meitat d'aquesta energia s'irradia i l'altra meitat s'inverteix en l'escalfament de la protoestrella. D'aquesta forma el nucli augmenta la seva temperatura cada vegada més fins a encendre l'hidrogen, moment en el qual la pressió generada per les reaccions nuclears ascendeix ràpidament fins a arribar a l'equilibri amb la gravetat.

La massa del núvol determina també la massa de l'estrella. No tota la massa del núvol arriba a formar part de l'estrella. Gran part d'aquest gas és expulsat quan el "nou sol" comença a lluir. Com més massiva sigui aquesta nova estrella més intens serà el seu vent estel·lar arribant a l'instant de detenir el col·lapse de la resta del gas. Existeix, per aquest motiu, un límit màxim en la massa de les estrelles que es poden formar entorn de les 120 o 200 masses solars.[3] La metal·licitat redueix aquest límit, una mica incert, a causa del fet que els elements són més opacs enfront del pas de la radiació com més pesants. Per tant una major opacitat fa que el gas freni el seu col·lapse més ràpidament per acció de la radiació.

La contínua lluita entre la gravetat, que tendeix a contreure la jove estrella, i la pressió produïda per la calor generada en les reaccions termonuclears del seu interior, és el principal factor que determina a partir de llavors l'evolució de l'estrella.

La seqüència principal (SP): La fase més llarga de la vida de les estrelles[modifica | modifica el codi]

Es diu seqüència principal a la fase que l'estrella crema hidrogen en el seu nucli mitjançant fusió nuclear. Una vegada instal·lada en la seqüència principal l'estrella es compon d'un nucli on té lloc la fusió de l'hidrogen a l'heli i un mantell que transmet l'energia generada cap a la superfície. La major part de les estrelles passen el 90% de la seva vida, aproximadament, en la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. En aquesta fase les estrelles consumeixen el seu combustible nuclear de manera gradual podent romandre estables per períodes de temps de 2-3 milions d'anys, en el cas de les estrelles més grans i calentes, a milers de milions d'anys si es tracta d'estrelles de grandària mitja com el Sol, o fins a desenes o fins i tot centenars de milers de milions d'anys en el cas d'estrelles de poca massa com les nanes vermelles. Lentament, la quantitat d'hidrogen disponible en el nucli disminueix, llavors l'estrella ha de contreure's per a augmentar la seva temperatura i poder detenir el seu col·lapse gravitacional. Les temperatures del nucli estel·lar més elevades permeten fusionar, progressivament, noves capes d'hidrogen sense processar. Per aquest motiu les estrelles augmenten la seva lluminositat al llarg de la seqüència principal de forma paulatina i regular.

En una estrella de seqüència principal distingim dues maneres de cremar l'hidrogen del nucli, les cadenes PP o cadenes protó-protó i el cicle CNO o cicle de Bethe.

Cadena PP
Cicle CNO

Les cadenes protó-protó es diuen així perquè són aquell conjunt de reaccions que parteixen de la fusió d'un d'hidrogen amb un altre igual, o el que és el mateix, d'un protó amb altre protó. Les sigles del cicle CNO fan referència als elements que intervenen en les seves reaccions, el carboni, el nitrogen i l'oxigen. Aquest conjunt de reaccions usa el carboni-12 com a catalitzador nuclear. El cicle CNO és molt més depenent de la temperatura que les cadenes PP pel que a temperatures elevades (a partir de 2·107K) passa a ser la reacció dominant i la què aporta el gruix de l'energia de l'estrella encara què només es dóna a partir d'1,5 masses solars. A causa de aquesta gran dependència amb la temperatura els nuclis CNO són petits i convectius mentre que els PP són majors i radiatius. El menor temps limitant de les estrelles CNO també fa que consumen en molt menys temps el seu hidrogen.

L'evolució posterior a la seqüència principal: La vellesa de les estrelles[modifica | modifica el codi]

Quan l'hidrogen desapareix en el centre de l'estrella, l'estrella comença la seva vellesa. A partir d'aquest moment, la seva evolució serà molt distinta en funció de la seva massa.

Estrelles de massa baixa i intermèdia (M < 9 MSol)[modifica | modifica el codi]

Fase de subgegant (SubG)[modifica | modifica el codi]

Quan una estrella de menys de 9 masses solars esgota l'hidrogen en el seu nucli, comença a cremar-lo en una capa al voltant d'aquest. Com a resultat, l'estrella s'infla i la seva superfície es refreda, pel que es mou cap a la dreta en el diagrama de Hertzsprung-Russell sense variar molt la seva lluminositat. Aquesta fase és la de subgegant i és un estat intermedi entre la seqüència principal i la fase de gegant vermella.

Fase de gegant vermella (GV)[modifica | modifica el codi]

A l'evolucionar una subgegant cap a la dreta (temperatures més baixes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, en un moment donat l'atmosfera de l'estrella arriba a un valor crític de la temperatura que fa que la lluminositat augmenti espectacularment mentre que l'estrella s'infla fins a arribar a un ràdio proper als 100 milions de km: l'estrella s'ha convertit així en una gegant vermella. S'estima que dintre d'uns 5-6 mil milions d'anys el Sol arribarà a aquesta condició i devorarà a Mercuri i potser a Venus.

Igual que una subgegant, una gegant vermella deriva la seva energia de cremar hidrogen en heli en una capa al voltant del seu nucli. La fase de gegant vermella acaba quan l'heli del seu nucli s'encén mitjançant el procés triple-alfa. Per a les estrelles amb massa inferior a 0,5 masses solars, la temperatura central mai arriba a ser prou alta com perquè es produeixi el procés triple-alfa, pel que per a elles aquesta és l'última fase en la qual l'estrella se suporta així mateixa per mitjà de reaccions nuclears.

Durant la fase de gegant vermella es produeix el primer dragatge en el qual el material reprocesat nuclearment en l'interior de l'estrella es fa visible en la seva superfície.

Fase de l'agrupament vermell (AV) o de la branca horitzontal (BH)[modifica | modifica el codi]

A l'encendre's l'heli en estrelles de més de 0,5 MSol de massa inicial, la lluminositat de l'estrella descendeix lleugerament i la seva grandària disminueix. Per a estrelles de maetal·licitat solar, la temperatura superficial no varia molt pel que fa a la fase de gegant vermella i aquesta fase rep el nom d'agrupament vermell (en anglès, red clump) doncs les estrelles de masses similars apareixen agrupades al voltant d'un punt del diagrama de Hertzsprung-Russell. Per a estrelles de menor metal·licitat, la temperatura superficial augmenta i aquesta fase rep el nom de branca horitzontal (en anglès, horitzontal branch), car les estrelles de masses similars apareixen distribuïdes al llarg d'una línia de temperatura variable i lluminositat constant en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

\mbox {Triple}\ \boldsymbol{\alpha}
\begin{alignat}{2}{}^4He +{}^4He &\rightleftharpoons {}^8Be + \gamma \\
{}^8 Be +{}^4He &\to {}^{12}C + \gamma \\
{}^{12}C+ {}^4 He&\to {}^{16}O + \gamma\\
{}^{16}O+ {}^4He &\to {}^{20} Ne+\gamma\\
{}^{16}Ne + {}^4He &\to{}^{24}Mg+\gamma
\end{alignat}

El procés de cremat o fusió de l'heli es porta a terme per un conjunt de reaccions que reben el nom de triple-alfa perquè consisteix en la transformació de tres nuclis d'heli-4 en un de carboni-12. A hores d'ara el nucli ha incrementat la seva densitat i la seva temperatura fins a arribar als 100 milions kelvin (108 K). En l'etapa del cremat de l'hidrogen el beril·li-8 era un element inestable que es descomponia en dues partícules alfa tal com es veu en la cadena PP III i a les temperatures de la segona etapa de combustió segueix sent-lo. Succeeix que, a pesar de la seva inestabilitat, un bon percentatge del beril·li produït per la fusió de dos nuclis d'heli-4 acaba unint-se a altra partícula alfa abans que tingui temps de desintegrar-se. Així, en el nucli de l'estrella sempre hi ha una certa quantitat de beril·li en un equilibri que resulta del balanç entre el fabricat i el què es desintegra. La següent reacció de conversió del carboni en oxigen es produeix a continuació amb relativa freqüència. El problema és que es desconeix la secció eficaç d'aquesta reacció pel que no se sap en quines proporcions es formen ambdós elements. Pel que fa a la transformació de l'oxigen-16 en neó-20 aquesta té una contribució petita però no menyspreable. Finalment, tot just unes poques traces de magnesi es produiran en aquesta segona etapa.

De l'heli es passa al carboni i a l'oxigen així que els elements intermedis (Be, B i Li) no es formen en les estrelles. Aquests es fabriquen en el medi interestel·lar per les desintegracions del carboni, nitrogen i oxigen produïdes pels raigs còsmics (protons i electrons). Un altre aspecte interessant en la fusió de l'heli és el coll d'ampolla que es produeix al no poder-se fabricar elements amb masses atòmiques de valors 5 i 8 ja que els isòtops amb aquest nombre màssic són sempre altament inestables. Així, les interaccions entre l'heli-4 i altres protons o altres nuclis d'heli-4 no influeixen en la composició de l'estrella però sí que, a la llarga, aniran entorpint cada vegada més fins a reduir enormement el rendiment de les reaccions de fusió de l'hidrogen.

Fase de la branca asimptòtica de les gegants (BAG)[modifica | modifica el codi]

Arribat el moment, l'heli del nucli de l'estrella s'esgota de la mateixa manera que abans es va esgotar l'hidrogen al final de la seqüència principal. L'estrella passa llavors a cremar l'heli en capa i l'estrella torna a escalar el diagrama Hertzsprung-Russell mentre la seva temperatura superficial es redueix i l'estrella es torna a inflar. Com la trajectòria seguida s'assembla a la què va fer abans en la fase de gegant vermella, aquesta fase es coneix com la branca asimptòtica de les gegants (en anglès, asymptotic giant branch). L'estrella acabarà inflant-se fins a una grandària d'aproximadament el doble del que va aconseguir en la fase de gegant vermella.

En aquesta fase l'estrella arriba a la major lluminositat que mai aconseguirà, ja que a l'acabar-la es quedarà sense combustible nuclear. En ella es produeixen el segon i el tercer dragatges, en els quals material reprocesat nuclearment aflora en la superfície. Així mateix, al final d'aquesta fase l'estrella pot aconseguir reactivar la combustió d'hidrogen en una capa relativament externa de l'estrella. La possibilitat de cremar dues espècies distintes (hidrogen i heli) en dues regions de l'estrella induirà una inestabilitat que donarà lloc a polsos tèrmics, els quals causaran un fort augment en la pèrdua de massa de l'estrella. Així, l'estrella acabarà expulsant les seves capes exteriors en forma de nebulosa planetària ionitzada pel nucli de l'estrella, el qual acabarà per convertir-se en una nana blanca.

Estrelles de massa elevada (9 MSol < M < 30 MSol)[modifica | modifica el codi]

Capes de combustió en una estrella agonitzant en els seus últims moments abans del col·lapse final.

Les estrelles de massa superior a 9 MSol tenen una evolució radicalment distinta a les de massa inferior per tres raons:

  • Les temperatures en el seu interior són suficientment altes com per a cremar els elements resultants del procés triple-alfa en fases successives fins a arribar al ferro.
  • La lluminositat és tan elevada que l'evolució posterior a la seqüència principal dura únicament d'un a uns pocs milions d'anys.
  • Les estrelles massives experimenten taxes de pèrdua de massa molt majors que les de massa inferior. Aquest efecte condicionarà el seu desplaçament en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Així doncs, les estrelles de més de 9 MSol travessaran fases successives de cremat d'hidrogen, heli, carboni, neó, oxigen i silici. Al final d'aquest procés, l'estrella acabarà amb una estructura interna similar a la d'una ceba, amb diverses capes, cadascuna d'una composició diferent.

Fases de supergegant blava (SGB) i supergegant groga (SGG)[modifica | modifica el codi]

A l'acabar de cremar hidrogen en la seqüència principal, les estrelles de massa elevada es mouen ràpidament en el diagrama Hertzsprung-Russell d'esquerra a dreta, això és, mantenint una lluminositat constant però amb la seva temperatura superficial decreixent ràpidament. Així doncs, l'estrella passa ràpidament (en desenes de milers d'anys o inclús menys) per les fases de supergegant blava (temperatura superfcial entorn dels 20 000 K) i supergegant groga (temperatura superficial entorn dels 6 000 K) i, en la majoria dels casos, gairebé tot la combustió de l'heli es produeix ja en la següent fase (la de supergegant vermella). No obstant això, per a algunes masses i metal·licitats, els models teòrics[1] prediuen que la combustió d'heli es produirà quan la superfície de l'estrella estigui relativament calenta. En aquests casos, les fases de supergegant blava i/o groga podran ser relativament longeves (centenars de milers a un milió d'anys).

Fase de supergegant vermella (SGV)[modifica | modifica el codi]

Les estrelles amb masses compreses entre 9 MSol i \approx30 MSol i metal·licitat solar acaben les seves vides com supergegants vermelles. Aquests objectes són les estrelles més grans (en grandària) de l'univers, amb ràdios de diverses unitats astronòmiques. Les supergegants vermelles tenen elevades taxes de pèrdua de massa, el que fa que a la seva al voltant existeixin grans quantitats de material expulsat per l'estrella.

Com ja s'ha comentat, una estrella d'aquest rang de masses és capaç de cremar diferents elements fins a arribar al ferro. A partir d'aquí, ja no és possible extreure energia de reaccions nuclears i es desencadena una supernova de col·lapse gravitatori. El romanent estel·lar serà en la majoria dels casos una estrella de neutrons.

Estrelles de massa molt elevada (M > 30 MSol)[modifica | modifica el codi]

Igual que les estrelles d'entre 9 MSol i 30 MSol, les estrelles d'aquest grup (les més massives de totes), són capaces de seguir cremant nuclearment diferents elements fins a arribar al ferro i produir una supernova. No obstant això, existeixen dues diferències fonamentals amb el rang de masses anterior:

  • Les taxes de pèrdua de massa són tan elevades que l'estrella no es pot desplaçar fins a l'extrem dret del diagrama Hertzsprung-Russell per a formar una supergegant vermella.

Les estrelles de massa molt elevada són les més difícils de modelar numèricament i les més sensibles a la influència d'altres paràmetres com la metal·licitat o la velocitat de rotació. Per aquesta raó, el límit de 30 MSol que les separa de les del grup anterior és (a) relativament incert i (b) molt depenent d'aquests paràmetres secundaris.

Fase de variable lluminosa blava (VLB)[modifica | modifica el codi]

Mentre esgoten el seu hidrogen, les estrelles de massa molt elevada es desplacen a la dreta per a convertir-se en supergegants blaves, igual que ho fan les estrelles de masses compreses entre 9 MSol i 30 MSol. Al fer-ho, augmenta l'opacitat de les seves atmosferes i s'acosten perillosament al límit d'Eddington. Això fa que entrin en una fase altament inestable anomenada de variable lluminosa blava (VLB, en anglès, luminous blue variable o LBV) durant la qual es desprenen de les seves capes exteriors. La VLB més famosa és Eta Carinae, la qual va expulsar unes 10 masses solars de material en una ejecció de matèria que va tenir lloc a mitjan S XIX.

Fase d'estrella Wolf-Rayet (WR)[modifica | modifica el codi]

Com a conseqüència de la forta pèrdua de massa de les estrelles més massives, especialment durant la fase de VLB, aquests objectes acaben per despullar-se de les seves capes més externes per a presentar unes atmosferes amb molt baixos o nuls continguts d'hidrogen. Aquestes estrelles es diuen Wolf-Rayet i es caracteritzen per tenir intenses línies d'emissió d'elements com l'heli, el carboni, el nitrogen i l'oxigen. Una altra característica peculiar d'aquestes estrelles és la gran diferència en massa entre el seu estat actual i el seu estat inicial, així com que siguin menys lluminoses que les seves estrelles progenitores. Així, una estrella Wolf-Rayet de 8 masses solars bé va poder iniciar la seva vida en la seqüència principal amb 100 MSol. Les estrelles més massives de totes arriben a tenir vents estel·lars tan forts que es desprenen de les seves capes exteriors d'hidrogen fins i tot abans d'arribar a la fase de VLB.

AL final de la fase Wolf-Rayet, l'estrella esgota el seu combustible nuclear i mor produint un esclat de raigs gamma.

La destinació final de les estrelles: Morts més o menys violentes[modifica | modifica el codi]

Nebulosa planetària + nana blanca (M < 9-10 MSol)[modifica | modifica el codi]

La nebulosa Ull de gat és una nebulosa planetària que es va formar després de la mort d'una estrella de massa similar a la del Sol. El punt lluminós en el centre assenyala la ubicació de l'estrella compacta (romanent estel·lar).

Les estrelles de massa inferior a 9-10 masses solars expulsen les seves capes exteriors durant la fase de gegant vermella i, sobretot, la fase de branca asimptòtica de les gegants (les de més de 0,5 masses solars). El romanent estel·lar resultant és el nucli degenerat nu de l'estrella, amb una composició rica en carboni i oxigen en la majoria dels casos (encara que per a les estrelles de menor massa l'element dominant és l'heli i per a les de major massa també pot haver neó). Aquest romanent és una nana blanca i la seva superfície està inicialment a temperatures molt elevades, de l'ordre de 100.000 K. La radiació emesa per l'estrella ionitza les capes recentment expulsades, donant lloc a una nebulosa d'emissió del tipus nebulosa planetària. Així doncs, les estrelles aïllades de massa baixa i intermèdia acaben les seves vides d'una forma relativament poc violenta.

La nebulosa planetària roman mentre la nana blanca està prou calenta com per a ionitzar l'hidrogen que és el seu component principal (aquest període dura uns 10.000 anys). Les nanes blanques es refreden ràpidament al principi però la taxa es ralenteix després. Una nana blanca no té fonts d'energia pròpies (excepte durant el període de cristal·lització), pel que la seva lluminositat procedeix de la seva energia tèrmica emmagatzemada. Així, a poc a poc s'anirà apagant fins a arribar a convertir-se en una nana negra. No obstant això, el temps necessari per a això és tan llarg que cap nana blanca, ni tan sols les formades al principi de la història de l'univers, ha arribat fins a aquesta fase.

Supernova/esclat de raigs gamma + estrella de neutrons/forat negre/no-res (M > 9-10 MSol)[modifica | modifica el codi]

Les estrelles de més de 9-10 masses solars (el valor exacte del límit no es coneix amb precisió i pot dependre de la metal·licitat) evolucionen a través de totes les fases de combustió fins a arribar al pic del ferro per a esgotar així tota l'energia potencial nuclear que disposen. Les últimes fases de combustió transcorren cadascuna més ràpidament que l'anterior fins a arribar a la combustió del silici en ferro, el qual té lloc en escales de dies. El nucli incapaç de generar més energia no pot aguantar el seu propi pes ni el de la massa que té per sobre d'ell pel que s'enfonsa sobre si mateix. Durant la contracció gravitatòria final es produeixen una sèrie de reaccions que fabriquen multitud d'àtoms més pesats que el ferro mitjançant processos de captura de neutrons i de protons. Depenent de la massa d'aquest nucli inert el romanent que quedarà serà una estrella de neutrons o un forat negre. Quan el romanent inicial sigui una estrella de neutrons, una ona de xoc es propagarà per les capes exteriors, les quals sortiran rebotades cap a fora. Aquestes capes reben a més un excedent d'energia de les reaccions nuclears produïdes en l'última ranera de l'estrella, bona part d'ell en forma de neutrins. La conjunció d'aquests dos efectes dóna lloc a una supernova de col·lapse gravitatori.

En funció de la massa i de la metal·licitat tenim quatre possibles destinacions per a les estrelles massives i molt massives:[2]

  • Per a la majoria de les estrelles el romanent inicial serà una estrella de neutrons i es produirà una supernova.
  • Si la massa inicial de l'estrella és superior a unes 30 masses solars (el límit exacte depèn de la metal·licitat), part de les capes exteriors no podran escapar a l'atracció gravitatòria de l'estrella de neutrons i cauran sobre aquesta provocant un segon col·lapse per a formar un forat negre com romanent final. Aquest segon col·lapse produeix un esclat de raigs gamma.
  • En estrelles de massa superior a 40 MSol i baixa metal·licitat el romanent inicial és un forat negre, pel que les capes exteriors no podrien en principi rebotar contra ell per a produir una supernova. No obstant això, els models actuals no descarten que es pugui produir una supernova feble, sobretot si la velocitat de rotació de l'estrella és elevada. Aquest grup d'objectes també produeix un esclat de raigs gamma.
  • Per a l'infreqüent cas d'estrelles de molt baixa metal·licitat i massa entre 140 MSol i 260 MSol existeix una última possibilitat: una explosió de supernova produïda per la creació de parells electró-positró. En aquest cas l'estrella es desintegra per complet sense deixar un romanent.

Referències[modifica | modifica el codi]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Evolució estel·lar Modifica l'enllaç a Wikidata