¿Cuál es el último paso antes de que una estrella colapse en un agujero negro?
Las estrellas que tienen una masa superior a unas 2,2 masas solares (la masa de nuestro Sol) suelen colapsar en agujeros negros al final de su ciclo vital, cuando la fusión se ha detenido y ya no empuja contra la atracción interior de la gravedad. Para las estrellas de esta masa, su atracción gravitatoria hacia el interior es demasiado fuerte para ser resistida por otras fuerzas, por lo que su destino es convertirse en agujeros negros. Sin embargo, las estrellas por debajo de este límite y por encima del límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares terminarán sus ciclos vitales como estrellas de neutrones. Las estrellas de neutrones también son restos de estrellas muertas, pero como tienen una masa menor, su gravedad no es suficiente para que pasen a convertirse en agujeros negros. A medida que la estrella muerta se comprime y se hace cada vez más densa, la materia regular se convierte en neutrones y la última fuerza que resiste la atracción de la gravedad se llama presión de neutrones degenerados, que es un efecto cuántico que dicta que no puede haber dos neutrones en el mismo estado cuántico. Esto crea una presión hacia el exterior que resiste la atracción de la gravedad y asienta la estrella en una estrella de neutrones. Si se añade más masa posteriormente, procedente de una estrella compañera o de otras fuentes, una vez que la masa de la estrella cruza el límite de unas 2,2 masas solares, ni siquiera la presión degenerada de los neutrones es suficiente para equilibrar la gravedad y la estrella colapsará convirtiéndose en un agujero negro.