Made by: Pablo Lonnie Pacheco Railey. Stars,Astronomy

1. EVOLUCIÓN ESTELAR
Pablo Lonnie Pacheco Railey

2. Las estrellas se forman de grandes nubes de gas y polvo, que están dispersas por la
Galaxia. El gas está hecho principalmente de hidrógeno y helio
Las nubes primordiales se encuentran en el medio interestelar y contienen
aproximadamente el 10% de la masa visible de la Galaxia.
Se conocen como nubes moleculares

3. Se conocen alrededor de 6,000 nubes moleculares gigantes en nuestra Galaxia.
La masa de cada nube es de 100,000 a 2,000,000 de veces la masa del Sol
y su diámetro es de 50 a 300 años luz.
La composición de estas nubes es de
74 % Hidrógeno, 25% Helio, y 1% otros elementos.

4. Existen tres formas de iniciar el colapso de una nebulosa,
y estimular el nacimiento de estrellas :
a) Una onda de choque provocada por una explosión de una Supernova cercana.
b) Colisiones entre Nubes Moleculares Gigantes.
c) Una onda de presión causada por radiación de estrellas brillantes cercanas.

5. La Nubes Moleculares Gigantes se colapsan por efecto de gravedad y se fragmentan
en nubes más pequeñas. Cada fragmento en turno se subdivide y continúa
colapsándose hasta formar pequeños capullos.
Cada Nube Molecular Gigante contiene miles de
estas regiones compactas, densas y frías, donde se
acumula el material que está formado estrellas.

6. Una protoestrella se forma en el centro de cada uno de estos capullos.
Una protoestrella aún no produce fusiones nucleares.
Las protoestrellas se calientan por medio de la compresión del gas, emitiendo luz IR.

7. En esta etapa casi toda la luz de las protoestrellas es infrarroja. Casi no produce luz
visible. Son difíciles de ver sin instrumentos especiales.
Aquí podemos ver el mismo grupo de estrellas. La imagen de luz visible es la de la
izquierda. La de la derecha es luz infrarroja y muestra muchas más estrellas.

8. Las estrellas se forman en grupos llamados cúmulos abiertos de estrellas.
Un porcentaje mayor de estrellas forman sistemas múltiples. Grupos de dos o tres
estrellas que se orbitan mutuamente. Son pocas las estrellas que se forman
individualmente como nuestro Sol.

9. Llega un punto en que la estrella “enciende” su reactor de fusión nuclear y la
acreción de materia se detiene. El resto del polvo y gas que rodea la estrella (unas
cinco veces más que la masa de la protoestrella) es expulsado por la presión de la
radiación.
Este proceso dura entre 10,000 y 10,000,000 años.

10. Cuando esto ocurre la protoestrella cesa de acumular materia. Se vuelve una estrella
llamada de Pre-Secuencia Principal.
Este proceso es algo intermitente para la estrella. No siempre “enciende” a la
primera.

11. El camino evolutivo de una estrella de pre-secuencia principal depende de su masa.
Las estrellas más masivas son “aceleradas” se colapsan con mayor rapidez y alcanzan
temperaturas más altas, mientras que las de menor masa son más “tranquilas” lo
hacen con mayor lentitud y no alcanzan temperaturas tan altas.

12. Existen varios “caminos” en el Diagrama HR para protoestrellas de diferentes masas.
Noten como algunas se calientan con rapidez, mientras que otras se colapsan y
cambian de tamaño más rápidamente.
La línea azul muestra donde se inician las reacciones nucleares. Estas etapas
evolutivas son difíciles de observar y estudiar con detalle porque las estrellas están
inmersas en densas nubes de polvo y gas. Estas se dispersan con el tiempo.
ESTRELLAS
CALIENTES
ESTRELLAS MAS LUMINOSAS
ESTRELLAS MENOS LUMINOSAS
ESTRELLAS
FRIAS

13. Estrellas con masas menores a 0.08 masas solares nunca se “encienden”.
Estas se llaman Enanas Cafés.

14. Noten como el acercamiento por el Telescopio Hubble revela mucha estructura fina
en las nubes oscuras que contienen grupos de capullos con estrellas en formación.
Este es un ejemplo de una Nube Molecular Gigante con subregiones que se están
colapsando, formando capullos con protoestrellas.

15. Una región HII es una pequeña región brillante y caliente en una Nube Molecular
Gigante. Se le llama HII porque contiene hidrógeno ionizado (le falta un electrón).
Al hidrógeno neutro (con su electrón orbitando) se le llama HI.

16. Un grupo de estrellas calientes de tipo espectral B y O produce
la ionización en la nebulosa.
A este grupo de estrellas calientes cercanas a una nebulosa, y que ionizan el gas, se le
llama una Asociación OB de estrellas.

17. Estas asociaciones OB crean burbujas dentro de la nebulosa que se expanden y
forman ondas de choque que comprimen a la nebulosa, estimulando la creación de
nuevas estrellas.

18. Las estrellas en formación arrojan mucho material y son inestables justo antes de
llegar a la Secuencia Principal.
A estas estrellas se les llama Estrellas T-Tauri si son de tipo espectral G
o más frías (K, M).

19. Si tomamos todas las estrellas que se están formando juntas en un Cúmulo Abierto y
las colocamos en el Diagrama HR podemos conocer la edad relativa del grupo de
estrellas, y sabremos aproximadamente cuanto tiempo ha pasado desde la formación
del cúmulo.

20. En este cúmulo abierto de estrellas por ejemplo hay que notar que la mayoría de las
estrellas aún no ha llegado a la Secuencia Principal. Las estrellas todavía se encuentran
a la derecha de la Secuencia Principal. Esto nos sugiere que el cúmulo abierto de
estrellas es aún muy reciente porque contiene estrellas jóvenes.

21. Este otro cúmulo, por ejemplo, tiene la mayoría de las estrellas firmemente colocadas
en la Secuencia Principal. Esto indica que es un cúmulo de estrellas ya maduras y, por
lo tanto, más antiguas que las del cúmulo anterior.

22. Cuando se encuentra un equilibrio entre las fuerzas de presión térmica (hacia fuera)
con la de la gravedad (hacia dentro) la estrella deja de contraerse y llega a la
Secuencia Principal.
Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas (70-75%) en la Secuencia Principal.

23. Estrellas de Secuencia Principal fusionan hidrógeno en helio en sus centros.
Las estrellas más masivas causan que se “queme” el hidrógeno mas rápidamente y
tienen vidas más cortas que estrellas menos masivas.

24. Longevidad en la Secuencia Principal
Masa Temperatura Luminosidad Tiempo en Sec. Principal
(masas solares) (K) (Lum. del Sol) (millones de años)
------------------------------------------------------------------------------------------------------
25 35,000 80,000 3
15 30,000 10,000 15
3 11,000 60 500
1.5 7,000 5 3,000
1.0 6,000 1 10,000
0.75 5,000 0.5 15,000
0.50 4,000 0.03 200,000
• Madurez de las EstrellasMadurez de las Estrellas

25. Cuando se acaba el hidrógeno en el núcleo de la estrella, la fusión termina, y la
estrella se contrae paulatinamente. El centro, ahora de helio puro, se comprime y
calienta aún mas.
Eventualmente hidrógeno comienza a fusionarse en un cascarón alrededor del núcleo
de helio. Esto provee de mayores cantidades de helio al centro.

26. La estrella se vuelve una
Gigante Roja.
En este punto de la evolución estelar
las capas exteriores de la atmósfera
de la estrella comienzan a
expandirse. La energía de la fusión
alrededor del núcleo es depositada
directamente en la atmósfera
exterior de la estrella, calentándola.

27. Mientras la atmósfera de la estrella se expande y se enfría (volviéndose gigante roja),
el núcleo de helio continúa comprimiéndose y calentándose.
Las estrellas gigantes rojas son tan grandes que pueden alcanzar dimensiones hasta
del tamaño de sistemas solares enteros.

28. Nuestro Sol, por ejemplo, vaporizará al planeta Mercurio y se inflará hasta alcanzar la
órbita de Venus. La Tierra será calcinada entonces.

29. El helio en el centro se contrae y calienta hasta que se alcanza una temperatura de
100,000,000 K y se iniciarán nuevas reacciones nucleares en las que el helio se fusiona
para formar átomos de carbón y oxígeno.

30. Esta nueva serie de reacciones nucleares estabiliza a la estrella de nuevo, por un
período breve de tiempo (la estrella pasa un 20% de su existencia en este estado).
En estrellas masivas el encendido de helio acontece gradualmente, casi desde el
principio; mientras que en estrellas iguales o menores a dos masas solares esto sucede
rápidamente en lo que se llama un “Flash” de Helio.

31. La evolución de una estrella trae consigo un cambio de posición en el Diagrama H-R.
Este movimiento no es representativo del tiempo que tarda la estrella en lograrlo.
En algunas estrellas esta evolución es rápida, y otras muy lenta.
Flash de helio
Secuencia Secundaria

32. Este diagrama H-R muestra la evolución
de las estrellas desde que están en
secuencia principal hasta que llegan a la
etapa de gigante roja.
La línea diagonal sólida señala en qué
parte del diagrama inicia la secuencia
principal de las estrellas.
La línea punteada marca el agotamiento
del hidrógeno en el núcleo de la estrella
(que ahora es de puro helio).
La estrella sigue encendida, pero ahora
realiza reacciones de fusión de helio un
cascarón alrededor del núcleo.
Flash de helio
Secuencia Secundaria

33. Noten como las estrellas de poca masa “suben” en el diagrama, hinchando sus
atmósferas para formarse en Gigantes Rojas, y sufriendo un Flash de Helio (asteriscos
rojos).
Flash de helio
Secuencia Secundaria

34. Las estrellas más masivas no sufren este Flash de Helio, sino que gradualmente
comienzan a fusionar helio en otros elementos y se estabilizan en una Secuencia
Secundaria por un tiempo antes de “subir” de nuevo a la región de Gigantes Rojas.

35. • Punto de SalidaPunto de Salida
Sabemos que las estrellas más masivas son las que utilizan su combustible más
rápidamente. Estas son las estrellas que comienzan a evolucionar fuera de la región de
Secuencia Principal antes que el resto.
El Diagrama H-R nos sirve también para determinar las
edades de los cúmulos (grupos) de estrellas.

36. Si el Punto de Salida de un grupo de estrellas en el Diagrama H-R se encuentra en
temperaturas más frías significa que el cúmulo de estrellas ha existido por más tiempo
que otro cúmulo en donde su Punto de Salida se encuentre en temperaturas más
calientes.
Secuencia
Principal
El Punto de Salida de la Secuencia
Principal indica las estrellas que
terminan su fusión de hidrógeno en
el centro.

37. La figura muestra un Diagrama H-R y varios cúmulos de estrellas que ya han
abandonado la Secuencia Principal. Noten que algunos cúmulos tienen una gran
proporción de estrellas en etapa de Gigantes Rojas, lo que ayuda a estimar su
antigüedad.
Secuencia
Principal

38. El Diagrama H-R de un cúmulo globular muestra una secuencia principal muy corta.
Faltan las estrellas más masivas. Su Punto de Salida y la presencia de un gran número
de estrellas Gigantes Rojas indican que estos grupos de estrellas son muy antiguos.
Diagrama H-R del Cúmulo Globular M55

39. • Cúmulos GlobularesCúmulos Globulares
Los Cúmulos Globulares son grupos de estrellas que contienen hasta 1,000,000
miembros, con dimensiones de hasta 300 años luz, y que viajan como enjambres de
abejas alrededor de nuestra Galaxia (los veremos con más detalle luego).

40. Fin de las EstrellasFin de las Estrellas
De la fusión del helio en la Secuencia Secundaria quedan “cenizas” de carbono y
oxígeno. Estos se acumulan en el núcleo (sobre ellos un cascarón de helio en fusión y
otro de hidrógeno) hasta que ya no hay helio disponible. Las siguientes etapas
evolutivas de las estrellas dependen de la masa que posean las estrellas.
Hidrógeno
Fusión de hidrógeno
Helio
Fusión de helioCarbono
Oxígeno

41. Estrellas de poca masa (<4 masas solares)
La mayoría de las estrellas no tienen la suficiente masa para fusionar carbón y oxígeno
en otros elementos más pesados.
Tras la Secuencia Principal se vuelven Gigantes Rojas y sufren un Flash de Helio (a).
Fusionan helio e hidrógeno en una Secuencia Secundaria por un tiempo (b).
Al agotarse el helio se convierte en súper gigante Roja, pero no puede continuar (c).
¿Qué pasa entonces?

42. La figura muestra una de estas estrellas de poca masa de edad ya avanzada. Noten la
estructura del núcleo de fusión de la estrella y el tamaño enorme de su atmósfera.
400 millones de km de diámetro
.
Hidrógeno
Fusión de hidrógeno
Helio
Fusión de helio
Carbono
Oxígeno
Órbita de Marte

43. La estrella genera varios Flashes de Helio en el cascarón aproximadamente cada
300,000 años, volviéndose inestable. En el último de estos la atmósfera de la estrella
adquiere suficiente energía y es expulsada al espacio, perdiendo la estrella alrededor
del 60% de su masa.

44. El núcleo compacto y caliente es expuesto al espacio. La luz ultravioleta del núcleo de
la estrella ioniza el gas del la atmósfera en expansión y lo hace brillar. A este cascarón
de gas ionizado en expansión se le llama una nebulosa planetaria.

45. Las Nebulosas Planetarias tienen dimensiones de aproximadamente un año luz de
diámetro y se expanden con velocidades de entre 10 y 30 Km./seg.
Eventualmente el gas se disipa y se combina con el gas galáctico.

46. Por lo tanto las Nebulosas Planetarias son visibles solamente durante unos 50,000
años. Existen entere 20,000 y 50,000 Nebulosas Planetarias en la Galaxia en cualquier
momento.

47. El nombre “nebulosa planetaria” no tiene nada que ver con sistemas planetarios.
=¿ ?
¿En qué se parecen las nebulosas planetarias a las enchiladas suizas?

48. El núcleo quemado de una estrella de poca masa no
puede continuar las reacciones nucleares y se enfría
lentamente. Como su masa es considerable, la
fuerza de gravedad no permite que este núcleo
reduzca su tamaño
La presión del material es determinado por los electrones presentes, creando un
remanente estelar estable del tamaño de la Tierra y con densidades de 109 Kg./m3
(una cucharadita pesaría 5 toneladas en la gravedad de la Tierra).

49. Cuando la nebulosa planetaria se disipa y solamente nos queda el núcleo en
enfriamiento lo llamamos una estrella enana blanca.

50. • Enanas BlancasEnanas Blancas
En el Diagrama H-R la estrella cambia de posición, hacia la izquierda al quedar
expuesto el núcleo caliente. Y luego, al irse enfriando se desplaza en diagonal hacia
abajo y la derecha (menos caliente, menos brillante)

51. El límite máximo de masa de una estrella enana blanca es de 1.4 masas solares.
Este es el producido por una estrella con masa inicial de 4 masas solares
(se perdió mucha masa en la nebulosa planetaria).
Sirio B (30,000 o
K) es una enana blanca.
Es la compañera de Sirius, la estrella más brillante en el cielo.
A este límite se le llama el Límite de Chandrasekhar de masa.
Estrellas más masivas siguen otra evolución.

52. Estrellas masivas (>4 masas solares)
Las estrellas de mayor masa pueden comprimir el núcleo aún mas en las etapas finales
de la fusión de helio. En estos casos la temperatura se incrementa lo suficiente como
para iniciar reacciones nucleares que producen elementos más pesados
y formando estrellas Supergigantes.

53. Evolución de una estrella de 25 masas solares:
Temperatura (K) Combustible Producto Duración
40,000,000 Hidrógeno Helio 7,000,000 años
200,000,000 Helio Carbón y Oxígeno 500,000 años
600,000,000 Carbón Neón, Magnesio, Sodio 600 años
1,200,000,000 Neón Oxígeno, Magnesio 1 año
1,500,000,000 Oxígeno Azufre, Fósforo, Silicón 6 meses
2,700,000,000 Silicón Hierro 1 día

54. En cada etapa de fusión la estrella agrega una capa de material al núcleo de la estrella,
que sigue fusionándose mientras que la siguiente etapa se enciende al seguir
comprimiéndose y calentándose el núcleo. Las reacciones terminan con un núcleo
inerte de hierro que no puede fusionarse en nada mas.
H
He
C
Ne
O
Si
Fe

55. .
Órbita de Júpiter
Estructura de una estrella masiva de edad avanzada. Noten el tamaño de la atmósfera
comparado con el del núcleo. En el interior de este tipo de estrellas masivas es donde
todos los elementos pesados (cualquier cosa que no sea hidrógeno o helio) son
producidos.
H
He
C
Ne
O
Si
Fe

56. Este tipo de estrellas súper gigantes son muy inestables y constantemente pierden
material de su atmósfera al espacio.
Este material forma un Cascarón Circunestelar con características diferentes a las
nebulosas planetarias. Este material también se mezcla con las nubes de gas y polvo
de la galaxia para formar otras estrellas.

57. • SupernovasSupernovas
Cuando el núcleo de una estrella masiva súper gigante sobrepasa el Límite de
Chandrasekar de masa (1.4 masas solares), la presión es tan alta que los electrones son
forzados a fusionarse con los protones, formando neutrones y produciendo una gran
cantidad de neutrinos, en un proceso llamado Fotodesintegración.

58. Al “desaparecer” los electrones, el núcleo de neutrones se colapsa (2/10 seg) y las
reacciones nucleares cesan completamente. El resto de la estrella trata de llenar ese
vacío y el material de la atmósfera cae y choca con el núcleo sólido de neutrones.
El colapso de la estrella es detenido por el núcleo y se forma una onda de choque que
“rebota” hacia fuera y se encuentra con el resto del material de la atmósfera que
estaba cayendo hacia el centro.

59. La onda de choque es mucho muy energética y fuerza a la atmósfera de la estrella a
explotar hacia afuera en lo que llamamos una explosión de Supernova.
En esta etapa final de la estrella su brillo aumenta unas 100,000,000 veces y puede ser
visto por una gran parte del Universo (regularmente vemos Supernovas en otras
galaxias).

60. La fusión nuclear de elementos más pesados que el hierro es posible en esta onda de
choque. De esta forma es como los elementos pesados son producidos en los núcleos
estelares y son esparcidos y mezclados en nubes de polvo y gas galácticas para
producir nuevas estrellas.

61. Cada átomo de nuestro cuerpo
(aparte del hidrógeno)
fue formado en el núcleo de
una estrella que explotó.
Nosotros somos producto
de la evolución estelar.

62. En 1987 una Supernova explotó en una galaxia vecina y se pudo estudiar de cerca.
Las imágenes muestran a la estrella antes de la explosión (a)
durante el máximo de su explosión (b),
y un acercamiento del remanente estelar por el HST en 1991 (c).
Se detectaron señales espectroscópicas de los elementos pesados producidos en el
núcleo y durante la explosión y también neutrinos de la fotodesintegración

63. En nuestra Galaxia ocurren unas 2 ó 3 explosiones de Supernova por siglo, pero la
mayoría no se pueden ver por ser atenuadas por el gas y polvo cósmico.

64. En ocasiones estrellas Enanas Blancas que están en órbitas cercanas alrededor de
estrellas Gigantes Rojas en sistemas binarios absorben material de la Gigante Roja a
través del Límite de Roche.
Sucede que a veces la enana blanca posee una masa muy cercana al Límite de
Chandrasekar, y el material que obtiene de la gigante roja es suficiente para hacer que
este límite se sobrepase. Cuando esto pasa la enana blanca se colapsa como si fuera el
núcleo de una estrella masiva y las capas exteriores explotan como Supernova.

65. A diferencia de las supernovas anteriores, estas explosiones no tienen que expulsar
ninguna atmósfera estelar circundante. Esto hace que estas explosiones de supernova
sean más brillantes que las anteriores.

66. Estas son las Supernova de Tipo I (enana blanca en sistema binario que explota).
Las Supernova de Tipo II (o clásicas) son las estrellas “normales” que explotan
expulsando su atmósfera estelar.

67. Las Supernovas de Tipo I, además de ser más brillantes que las de Tipo II, tienen un
decaimiento de su brillo más repentino que las Supernovas de Tipo II. Esto se debe a
que las Supernovas de Tipo II hacen que el material de la atmósfera que expulsaron
“brille” por más tiempo. Las de Tipo I casi no tienen material a su alrededor.

68. El material expulsado por una Supernova es conocido como en Remanente de
Supernova. Este material viaja a gran velocidad y forma ondas de choque que chocan
con las nubes de gas y polvo de la galaxia, incitando a la formación de nuevas estrellas
y enriqueciendo las nubes con elementos pesados.

69. Esta figura muestra el Remanente de Supernova llamado la Nebulosa del Cangrejo
(M1). Es lo que queda de una explosión de Supernova que fue observada por los
chinos en el año 1054.

70. Estrellas de NeutronesEstrellas de Neutrones
Lo que normalmente queda después de una explosión de Supernova es solamente el
núcleo de neutrones. El Remanente de Supernova se disipa en unos cuantos miles de
años, como lo hacen las nebulosas planetarias.

71. Estos objetos ahora son conocidos como Estrellas de Neutrones. Tienen densidades de
1017 kg./m3 y diámetros de unos 8 kilómetros solamente. La fuerza de gravedad es
tan alta que la velocidad de escape de estos objetos de 150,000 km./seg. (la mitad de
la velocidad de la luz).

72. Estas Estrellas de Neutrones, por conservación del momento angular de la antigua
estrella, giran muy rápido (fracciones de segundo). El campo magnético de la antigua
estrella también se conserva y se concentra en un volumen mucho más pequeño
alrededor de la estrella de neutrones.

73. El campo magnético atrae material ionizado hacia los polos magnéticos de la estrella
de neutrones, donde choca violentamente calentado el lugar. Es tan grande la energía
producida que material es expulsado por los polos magnéticos y canalizado por el
campo magnético en chorros de materia en dirección opuesta.

74. Como el eje de rotación generalmente no coincide con los polos magnéticos, el rápido
giro de la estrella hace que los chorros de materia expulsada barran dos conos en
dirección opuesta.

75. En 1967 se encontró una señal de radio del espacio que pulsaba exactamente cada
1.3373011 segundos. Inicialmente se creyó que eran señales de seres extraterrestres,
pero pronto se descubrieron otras con períodos diferentes. Se les llamó Pulsares.

76. Ahora sabemos que estas señales es la energía que detectamos de estos conos de
material expulsado por las estrellas de neutrones que giran rápidamente. El efecto es
análogo a la luz de un faro que, al girar, se ve periódicamente cada vez que el haz de
luz apunta en dirección del barco.

77. El Remanente de Supernova de la Nebulosa del Cangrejo, por ejemplo, tiene un Pulsar
que rota con una frecuencia de 30 Hz. Esta rotación es demasiado rápida para una
Enana Blanca (ésta se despedazaría), por lo tanto concluimos que debe ser una
estrella de neutrones.

78. Las estrellas de neutrones (pulsares) también pueden existir como compañeras de
estrellas normales en sistemas binarios cercanos. En este caso, como sucede con
algunas enanas blancas, la estrella de neutrones absorbe material de la compañera.
Este material forma un Disco de Acreción plano alrededor de la estrella de neutrones
antes de chocar.

79. En este disco la fricción del material orbitando es grande y se producen una gran
cantidad de Rayos X y otras radiaciones electromagnéticas energéticas que pueden
ser detectadas desde la Tierra. Así podemos estudiar estos sistemas binarios.

80. La figura de abajo muestra a la Estrella de Neutrones de la Nebulosa del Cangrejo. La
foto de la derecha muestra la luz visible que nos llega cuando el pulso de luz barre la
dirección de la Tierra (como un faro), mientras que la foto de la izquierda fue tomada
entre pulsaciones y no muestra la estrella.

81. La figura muestra un sistema binario compuesto de una estrella ordinaria y una
estrella de neutrones. Esos sistemas son inestables y podemos observar grandes
variaciones periódicas y no periódicas en la cantidad de radiación que nos llega.

82. Ocasionalmente estrellas se abrillantan entre 10,000 y 1,000,000 de veces comparado
con su brillo normal. Esto lo repiten a intervalos mas o menor semirregulares de
tiempo. A estas estrellas se les llaman Novas.

83. Estas estrellas son en realidad Enanas Blancas en un sistema binario próximo en el
cual la estrella gigante alimenta hidrógeno a la enana a través del Límite de Roche. La
temperatura de esta capa de hidrógeno sobre la enana blanca aumenta hasta el punto
en que se pueden iniciar reacciones nucleares (10,000,000 K).

84. Esto sucede explosivamente y expulsa al espacio la capa de hidrógeno recién
acumulada. La Gigante Roja “alimenta” a la Enana Blanca de nuevo, y el ciclo se repite.

85. Estas estrellas “nuevas” (novas) en realidad son estrellas en el fin de su evolución que
explotan, y no tienen nada de nuevo.
Se les llamó así porque de repente aparecía en el cielo una nueva estrella, y no sabían
nada sobre su procedencia. En ese entonces se decía que una “nueva” estrella había
aparecido, y el nombre se quedó.

86. • Hoyos NegrosHoyos Negros
En una Estrella de Neutrones el tamaño se
determina por el equilibrio entre la fuerza de
gravedad de la masa y la presión del material
comprimido. Simplemente los neutrones ya no
pueden estar físicamente mas “apretados”.
..

87. Sin embargo, en algunas estrellas muy masivas que explotan
como Supernovas de Tipo II sucede algo extraordinario.
Al colapsarse el núcleo de la estrella en una estrella de neutrones el resto de la
atmósfera choca fuertemente con el centro. El impacto puede ser tan poderoso que
los mismos neutrones no puedan soportar la presión producida.

88. La masa comprimida en un espacio tan pequeño es tanta, y la fuerza de gravedad
resultante es tan grande que el núcleo estelar de neutrones se colapsa de nuevo al
vencerse el límite de presión de degeneración de los neutrones.

89. Esto sucede cuando la masa del núcleo sobrepasa las 3 masas solares. No existe fuerza
alguna en el Universo que sea capaz de detener este colapso y la materia del núcleo se
colapsa continuamente y para siempre en lo que llamamos una Singularidad.

90. La fuerza de gravedad cerca de este objeto es tan grande que la velocidad de escape
es mayor que la velocidad de la luz. Por lo tanto nada, ni siquiera la radiación
electromagnética, puede escapar de la Singularidad. Cualquier objeto o energía que
toque este objeto es absorbido.

91. Por lo mismo estos objetos son también llamados comúnmente Hoyos Negros.
La Teoría Newtoniana sobre la gravedad es inadecuada para describir los momentos
finales del colapso de estas estrellas. Necesitamos utilizar la Teoría de la Gravedad de
Einstein para poder comprender la naturaleza de los Hoyos Negros.