El destino final de las estrellas: Muertes más o menos violentas

Nebulosa planetaria + enana blanca (M < 5 M_Sol )

Las estrellas de masa inferior a 5 masas solares expulsan sus capas exteriores durante la fase de gigante roja y, sobre todo, la fase de rama asintótica gigante (las de más de 0,5 masas solares). El remanente estelar resultante es el núcleo degenerado desnudo de la estrella, con una composición rica en carbono y oxígeno en la mayoría de los casos (aunque para las estrellas de menor masa el elemento dominante es el helio y para las de mayor masa también puede haber neón). Dicho remanente es una enana blanca y su superficie está inicialmente a temperaturas muy elevadas, del orden de 100.000 K. La radiación emitida por la estrella ioniza las capas recientemente expulsadas, dando lugar a una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria. Así pues, las estrellas aisladas de masa baja e intermedia acaban sus vidas de una forma relativamente poco violenta.

La nebulosa planetaria es observable mientras la enana blanca es lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal; este periodo dura unos 10.000 años. Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio, pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias (excepto durante el periodo de cristalización), por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta enfriarse a temperaturas de alrededor de los 2000K, al bajar la temperatura la presión de degeneración de los electrones no es suficiente para detener el colapso gravitatorio y por efecto Bysen-BoH se producen las llamadas novas de clase II, explosiones muy energéticas que se creen vitales para la formación de organismos vivos.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada (M > 9-10 M_Sol)

Las estrellas de más de 9-10 masas solares (el valor exacto del límite no se conoce con precisión y puede depender de la metalicidad) evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al «pico del hierro» para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurre cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro. Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.

En función de la masa y de la metalicidad tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:

• Para la mayoría de las estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
• Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares (el límite exacto depende de la metalicidad), parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
• En estrellas de masa superior a 40 M_Sol y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.
• Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 M_Sol y 260 M_Sol existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.