¿Por qué no todas las estrellas grandes son agujeros negros?

No era un agujero negro porque la densidad no era lo suficientemente alta. La densidad era más baja que la necesaria para un agujero negro porque el volumen era mayor. El volumen era mayor porque los átomos (principalmente hidrógeno) se mantenían alejados entre sí por la presión producida por los procesos de fusión. Una vez que se detienen los procesos de fusión, esta fuente de repulsión entre los átomos desaparece, el volumen se contrae, la densidad aumenta y es posible que se supere el umbral del agujero negro.

La razón por la que una estrella masiva no colapsa inmediatamente en un agujero negro es la presión de radiación.

Cuando una estrella se encuentra en esa fase de su vida llamada Secuencia Principal (MS), su luminosidad depende aproximadamente de su masa aproximadamente como$M^4$. Esto significa que una estrella 10 veces más masiva que el Sol sería 10.000 veces más luminosa.

Esta enorme luminosidad se produce principalmente en el centro de la estrella, donde las temperaturas son más altas, y luego se convección hacia el exterior donde las temperaturas son más bajas. Dado que la presión de radiación depende de la temperatura como

La importancia de estos gradientes es tal que, para masas estelares superiores a$\approx 100 M_\odot$, estos gradientes de presión se vuelven tan grandes que hacen volar la estrella. De hecho, este es exactamente el mecanismo que limita la masa de las estrellas más grandes por debajo$100 M_\odot$.

La existencia de este mecanismo se revela también a través de otro fenómeno importante: la pérdida de masa a través de los vientos. Durante etapas posteriores de la vida de la estrella, cuando se ha expandido alejándose de la EM para convertirse en una subgigante y luego en una gigante, las capas externas de la estrella están unidas tan flojamente que la presión de la radiación es lo suficientemente poderosa como para volarlas: eso sí, no volar toda la estrella, solo las capas exteriores.

Estos vientos de estrellas masivas son asombrosos: pueden superar velocidades de$1000\; km\; s^{-1}$, y puede ser tan masivo que una estrella de$90 M_\odot$pierde el 90% de toda su masa en su breve vida útil (unos pocos millones de años).

Cuando cesa la fase de viento, la estrella restante es bastante más compacta y la presión de radiación ahora no puede eliminar ninguna parte restante. Esto continúa hasta que se agota el combustible nuclear (aparentemente, un error común): la estrella comienza a colapsar antes de que se agote el combustible nuclear.

La razón es que algunos procesos nucleares tardíos producen una gran cantidad de neutrinos que, debido a su sección transversal muy pequeña para interactuar con la materia normal, pueden escapar libremente de la estrella. Así, en este punto las reacciones nucleares no calientan el material estelar, lo enfrían. Esto acelera, por supuesto, el colapso estelar. Estos procesos son tan destructivos que se denominan procesos URCA , por el nombre de un famoso casino en Río: la implicación es que la energía (en lugar de dinero) se desperdicia en forma de neutrinos (en lugar de en las arcas del casino).

Hay otros procesos nucleares bastante perjudiciales para el equilibrio estelar, como la fotodisociación de los núcleos de hierro, en este caso porque absorben energía en lugar de liberarla.

En conjunto, esto significa que el colapso estelar tiene lugar antes de que se agote el combustible nuclear.