E7 Objetos Compactos

Tópico

Al final de su vida, las estrellas dejan tras de sí objetos compactos de distintos tipos, según cuánta masa tenía la estrella original.

Las enanas blancas son sostenidas por la presión de degeneración de sus propios electrones, una presión que resiste hasta un límite de masa fijo, alrededor de una masa y media solar: por debajo de ese umbral la enana blanca permanece estable, pero si su masa llegara a superarlo, esa misma presión de degeneración ya no bastaría para sostenerla.

Las estrellas de neutrones son, por su parte, el residuo de las supernovas de estrellas mucho más masivas que las que originan enanas blancas, con densidades extremas y una rotación muy rápida, una rotación que es precisamente la que las hace observables como púlsares.

Los agujeros negros se forman cuando la masa del remanente estelar supera un segundo umbral, más alto todavía que el umbral de las enanas blancas: por encima de ese segundo umbral, ninguna presión conocida puede detener ya el colapso, y toda la materia del remanente se concentra dentro de un horizonte de sucesos, el radio de Schwarzschild, cuyo propio tamaño crece en proporción directa a la masa del agujero negro.

La radiación de Hawking es un efecto cuántico por el cual los agujeros negros emiten radiación térmica y pierden masa muy lentamente; la temperatura de esa emisión es inversamente proporcional a la masa del propio agujero negro, de modo que resulta completamente despreciable para los agujeros negros de masa estelar o mayor, y solo llegaría a ser relevante para agujeros negros hipotéticos mucho más pequeños que esos. Así, desde los objetos compactos con los que arranca este documento hasta esa radiación de Hawking con la que termina, pasando por el umbral de masa de las enanas blancas y por el segundo umbral que da origen a los agujeros negros, los objetos compactos hacen que el destino final de una estrella quede completamente determinado por un único número: la masa que le queda una vez que termina de vivir.

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