Estrella compacta

En astronomia, el terme estrella compacta (també objecte compacte) s'usa per a referir-se col·lectivament a nanes blanques, estrelles de neutrons, forats negres i altres romanents estel·lars.^[1] Tots aquest objectes són petits en relació a la seva massa. El terme estrella compacta s'usa habitualment quan no es coneix la natura exacta de l'estrella, però hi ha proves que es tracta d'una estrella de petit radi i molt massiva, la qual cosa implica un dels objectes abans mencionats.

Una estrella compacta, a diferència d'una estrella típica, no contraresta a la gravetat mitjançant la pressió generada per reaccions de fusió nuclear en el seu interior. Tals objectes són, de fet, el resultat de l'esgotament del combustible nuclear de les estrelles. Per això també són sovint denominades com romanents estel·lars. Sense cap font d'energia que lluiti contra el col·lapse aquestes estrelles mortes estan comprimides al màxim del que permet la seva massa. Es mantenen estables subjectes per forces nuclears d'origen quàntic. A tan elevades densitats, la matèria es troba en un estat que es denomina degenerat. En casos extrems l'objecte és incapaç de sostenir-se a si mateix formant així una singularitat gravitatòria. Depenent de la massa inicial de l'estrella i de quanta massa hagi perdut al llarg de la seva vida la fi de les reaccions nuclears porta amb si l'aparició d'un tipus o altre d'objecte compacte.

Formació

El punt final habitual del que seria l'evolució estel·lar és la formació d'una estrella compacta.

Totes les estrelles actives arriben a un punt de la seva evolució en el qual la pressió de radiació cap a l'exterior de les fusions nuclears en el seu interior ja no pot resistir les forces gravitatòries omnipresents. Quan això té lloc, l'estrella col·lapsa pel seu propi pes i s'inicia l'anomenat procés de mort estel·lar. Per a la majoria de les estrelles, això donarà lloc a la formació d'un romanent estel·lar molt dens i compacte, també conegut com a estrella compacta.

Les estrelles compactes no produeixen energia interna, però -amb l'excepció dels forats negres- solen continuar irradiant durant milions d'anys gràcies a la calor sobrant del propi col·lapse.^[2]

Segons els estudis més recents, les estrelles compactes també podrien formar-se durant la separacions de fase de l'Univers primitiu que va seguir al big-bang.^[3] Els orígens primordials dels objectes compactes coneguts no s'han determinat amb total certesa.

Vida

Tot i que les estrelles compactes poden produir radiació, i en conseqüència, anar perdent temperatura i energia, aquestes estrelles no depenen de la seva pròpia temperatura per a mantenir la seva pressió. En el cas d'un univers obert, exceptuant alguna pertorbació externa, el Big Rip (de produir-se), o la desintegració dels barions, aquest tipus d'estrelles es pot considerar que virtualment existiran per sempre, si bé els forats negres acabaran per evaporar-se a causa de l'emissió de radiació de Hawking. Eventualment, en un futur molt molt llunyà, totes les estrelles acabaran per evolucionar a estrelles compactes fosques.

Tipus d'estrelles compactes

Els tipus d'objecte que pertanyen a aquesta categoria són:

Nanes blanques

La nebulosa esquimal està il·luminada per una nana blanca en el seu centre.

Les estrelles anomenades nanes blanques o degenerades estan formades principalment per matèria degenerada; típicament nuclis de carboni i oxigen en un mar d'electrons degenerats. Les nanes blanques sorgeixen dels nuclis de les estrelles de la seqüència principal i, per tant, estan molt calentes quan es formen. A mesura que es refreden, es van enrogint i mica en mica es van atenuant fins a convertir-se en nanes negres fosques. Les nanes blanques es van observar durant el segle xix , però les densitats i pressions extremadament altes que contenen no es van explicar fins a la dècada de 1920.

L'equació d'estat de la matèria degenerada és "tova", la qual cosa significa que en afegir més massa s'obté un objecte més petit. Si es continua afegint massa al que comença com una nana blanca, l'objecte s'encongeix i la densitat central es fa encara major, amb energies d'electrons degenerats més altes. Quan la massa de l'estrella degenerada hagi crescut prou com perquè el seu radi s'hagi reduït a només uns milers de quilòmetres, la massa s'acostarà al límit de Chandrasekhar -el límit superior teòric de la massa d'una nana blanca, unes 1,4 vegades la massa del Sol.

Si s'extragués la matèria del centre d'una nana blanca i es comprimís lentament, els electrons es veurien obligats primer a combinar-se amb els nuclis, canviant els seus protons per neutrons mitjançant decaïment beta invers. L'equilibri es desplaçaria cap a nuclis més pesats i rics en neutrons que no són estables en les densitats quotidianes. A mesura que augmenta la densitat, aquests nuclis es tornen encara més grans i menys units. A una densitat crítica al voltant de 4×1014 kg/m³, anomenada "línia de degoteig de neutrons", el nucli atòmic tendiria a dissoldre's en protons i neutrons lliures. . Si es comprimeix encara més, finalment aconseguiria un punt en el qual la matèria està en l'ordre de la densitat d'un nucli atòmic, aproximadament 2×1017 kg/m³. A aquesta densitat, la matèria seria principalment neutrons lliures, amb una lleugera dispersió de protons i electrons.

Estrelles de neutrons

La nebulosa del Cranc és un romanent de supernova que conté el púlsar del Cranc, una estrella de neutrons.

En certes estrelles binàries que contenen una nana blanca, la massa es transfereix de l'estrella companya a la nana blanca, empenyent-la finalment per sobre del límit de Chandrasekhar. Els electrons reaccionen amb els protons per a formar neutrons i, per tant, deixen de subministrar la pressió necessària per a resistir la gravetat, provocant el col·lapse de l'estrella. Si el centre de l'estrella està compost majoritàriament per carboni i oxigen, un col·lapse gravitatori d'aquest tipus provocarà una fusió galopant del carboni i l'oxigen, la qual cosa donarà lloc a una supernova de tipus Ia que farà esclatar l'estrella totalment abans que el col·lapse sigui irreversible. Si el centre està compost principalment per magnesi o elements més pesats, el col·lapse continua.^[4]^[5]^[6] A mesura que la densitat augmenta, els electrons restants reaccionen amb els protons per a formar més neutrons. El col·lapse continua fins que (a major densitat) els neutrons es tornen degenerats. Un nou equilibri acaba sent possibles després que l'estrella es contregui tres ordres de magnitud, fins a un radi d'entre 10 i 20 km. Es tracta d'una estrella de neutrons.

Tot i que la primera estrella de neutrons no es va observar fins a l'any 1967, quan es va descobrir el primer púlsar de radi, les estrelles de neutrons van ser proposades per Baade i Zwicky el 1933, només un any després del descobriment del neutró el 1932. Es van adonar que, com que les estrelles de neutrons són tan denses, el col·lapse d'una estrella ordinària en una estrella de neutrons alliberaria una gran quantitat d'energia potencial gravitacional, proporcionant una possible explicació per a les supernoves.^[7]^[8]^[9] Aquesta és l'explicació per a les supernoves de tipus Ib, Ic, i II. Aquestes supernoves es produeixen quan el nucli de ferro d'una estrella massiva supera el límit de Chandrasekhar i col·lapsa fins a convertir-se en una estrella de neutrons.

Igual que els electrons, els neutrons són fermions. Per tant, proporcionen pressió de degeneració de neutrons per a sostenir una estrella de neutrons contra el col·lapse. A més, les interaccions repulsives neutró-neutró proporcionen una pressió addicional. Igual que el límit de Chandrasekhar per a les nanes blanques, existeix una massa límit per a les estrelles de neutrons: el límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, on aquestes forces ja no són suficients per a sostenir l'estrella. Ja que les forces en la matèria hadrònica densa no es coneixen bé, aquest límit no es coneix amb exactitud, però es creu que està entre 2 i 3 vegades la massa solar. Si s'acumula més massa en una estrella de neutrons, finalment s'aconseguirà aquest límit de massa. El que ocorre després no està del tot clar.

Forats negres

A mesura que es va acumulant més massa, l'equilibri contra el col·lapse gravitatori supera el seu punt de ruptura. Una vegada la pressió de l'estrella és insuficient per a contrarestar la gravetat, es produeix un col·lapse gravitatori catastròfic en qüestió de mil·lisegons. La velocitat de fuita a la superfície, que ja és almenys 1⁄3 de la velocitat de la llum, assoleix ràpidament la velocitat de la llum. En aquest moment cap energia o matèria pot escapar i es forma un forat negre. Atès que tota la llum i la matèria queden atrapades dins d'un horitzó d'esdeveniments, un forat negre sembla veritablement negre, excepte per la possibilitat d'una molt feble radiació de Hawking. Se suposa que el col·lapse continuarà dins de l'horitzó d'esdeveniments.

En la teoria clàssica de la relativitat general, es formarà una singularitat gravitatòria que no ocupa més que un punt. És possible que es produeixi una nova detenció del col·lapse gravitatori catastròfic a una grandària comparable a la longitud de Planck, però a aquestes longituds no es coneix cap teoria de la gravetat que permeti predir el que ocorrerà. Afegir qualsevol massa extra al forat negre farà que el radi de l'horitzó de successos augmenti linealment amb la massa de la singularitat central. Això induirà certs canvis en les propietats del forat negre, com la reducció de la tensió de marea prop de l'horitzó de successos i la reducció de la intensitat del camp gravitatori a l'horitzó. No obstant això, no hi haurà més canvis qualitatius en l'estructura associats a qualsevol augment de massa.

Models alternatius de forats negres

Estels exòtics

Un estel exòtic és una estrella compacta hipotètica composta d'alguna cosa més que electrons, protons i neutrons equilibrats contra el col·lapse gravitatori per pressió de degeneració o altres propietats quàntiques. Aquests inclouen els estels estranys (compostes de matèria estranya) i els estels preons més especulatius (compostos de preons).

Les estrelles exòtiques són hipotètiques, però les observacions publicades per l'Observatori de raigs X Chandra el 10 d'abril de 2002 van detectar dues candidates a estrelles estranyes, designades RX J1856.5-3754 i 3C58, que tenien anteriorment es pensava que eren estrelles de neutrons. Segons les lleis conegudes de la física, els primers semblaven molt més petits i els últims molt més freds del que deurien, la qual cosa suggereix que estan composts de material més dens que el neutroni. No obstant això, aquestes observacions van ser rebudes amb escepticisme pels investigadors que deien que els resultats no eren concloents.

Estrelles de Quarks i estrelles estranyes

Si els neutrons s'espremen prou a una temperatura molt alta, es descompondran en els quarks que els componen, formant el que es coneix com a matèria quark. En aquest cas, l'estrella s'encongirà encara més i es tornarà més densa, però en lloc d'un col·lapse total en un forat negre, és possible que l'estrella s'estabilitzi i sobrevisqui en aquest estat indefinidament, sempre que no s'agregui més massa. Fins a cert punt, es converteix en un nucleó molt gran. Una estrella en aquest estat hipotètic es denomina "estrella de quark" o, més específicament, "estrella estranya". El púlsar 3C58 ha estat suggerit com una possible estrella de quarks. Es creu que la majoria de les estrelles de neutrons contenen un nucli de matèria de quarks, però això ha resultat difícil de determinar mitjançant l'observació.

Estrelles Preó

Una estrella preó és un tipus d'estrella compacta proposta constituïda de preons, un grup de partícules subatòmiques hipotètiques. S'esperaria que les estrelles preó tinguessin densitats enormes, superiors a 1.023 quilograms per metre cúbic, un terme intermedi entre les estrelles de quarks i els forats negres. Les estrelles Preó podrien originar-se a partir d'explosions de supernoves o del big-bang; no obstant això, les observacions actuals dels acceleradors de partícules no han proveït confirmació de l'existència dels preons.

Estrelles Q

Les estrelles Q són estrelles de neutrons hipotèticament compactes i més pesades amb un estat exòtic de la matèria en el qual el nombre de partícules es conserva amb radis inferiors a 1,5 vegades el corresponent radi de Schwarzschild. Les estrelles Q també se les anomena "forats grisos".

Estrelles electrodèbils

Una estrella electrodébil és un tipus teòric d'estrella exòtica, on el col·lapse gravitacional de l'estrella és impedit per la pressió de radiació resultant del consum electrodèbil, és a dir, l'energia alliberada per conversió de quarks a leptons a través de la força electrodèbil. Aquest procés ocorre en un volum en el nucli de l'estrella d'aproximadament la grandària d'una poma, que conté al voltant de dues masses terrestres.^[11]

Estrella de bosons

Una estrella de bosons és un objecte astronòmic hipotètic que es forma a partir de partícules anomenades bosons (les estrelles convencionals es formen a partir de fermions). Perquè existeixi aquest tipus d'estrella, ha d'haver-hi un tipus estable de bosó amb autointeracció repulsiva. A partir de 2016 no hi ha evidència significativa que existeixi tal estrella. No obstant això, pot ser possible detectar-los per la radiació gravitatòria emesa per un parell d'estrelles bosòniques en òrbita conjunta..^[12]^[13]

Referències

↑ https://www.facebook.com/secretsofuniverse. «Astronomy Glossary | The Secrets Of The Universe» (en anglès americà), 16-08-2021. [Consulta: 16 agost 2023].
↑ Tauris, T. M.; J. van den Heuvel. Formación y evolución de las fuentes estelares compactas de rayos X, 20 Mar 2003.
↑ Khlopov, Maxim Yu. «Agujeros negros primordiales». Investigación en Astronomía y Astrofísica, 10, 6, 6-2010, pàg. 495-528. arXiv: 0801.0116. Bibcode: 2010RAA....10..495K. DOI: 10.1088/1674-4527/10/6/001.
↑ Hashimoto, M.; Iwamoto, K.; Nomoto, K. «Type II supernovae from 8–10 solar mass asymptotic giant branch stars». The Astrophysical Journal, 414, 1993, pàg. L105. Bibcode: 1993ApJ...414L.105H. DOI: 10.1086/187007.
↑ Ritossa, C.; Garcia-Berro, E.; Iben, I. Jr. «On the Evolution of Stars That Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. II. Isotope Abundances and Thermal Pulses in a 10 M_sun Model with an ONe Core and Applications to Long-Period Variables, Classical Novae, and Accretion-induced Collapse». The Astrophysical Journal, 460, 1996, pàg. 489. Bibcode: 1996ApJ...460..489R. DOI: 10.1086/176987.
↑ Wanajo, S. «The r‐Process in Supernova Explosions from the Collapse of O‐Ne‐Mg Cores». The Astrophysical Journal, 593, 2, 2003, pàg. 968-979. arXiv: astro-ph/0302262. Bibcode: 2003ApJ...593..968W. DOI: 10.1086/376617.
↑ Osterbrock, D. E. «¿Quién acuñó realmente la palabra supernova? ¿Quién predijo por primera vez las estrellas de neutrones?». Bulletin of the American Astronomical Society, 33, 2001, pàg. 1330. Bibcode: 2001AAS...199.1501O.
↑ Baade, W.; Zwicky, F. «Sobre las supernovas». Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 5, 1934, pàg. 254-9. Bibcode: 1934PNAS...20..254B. DOI: 10.1073/pnas.20.5.254. PMC: 1076395. PMID: 16587881.
↑ Baade, W.; Zwicky, F. «Rayos cósmicos de las supernovas». Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 5, 1934, pàg. 259-263. Bibcode: 1934PNAS...20..259B. DOI: 10.1073/pnas.20.5.259. PMC: 1076396. PMID: 16587882.
↑ ^10,0 ^10,1 ^10,2 Pequeño, oscuro y pesado: ¿Pero es un agujero negro?.
↑ «Exotic stars may mimic big bang». New Scientist, 04-01-2010. [Consulta: 18 febrer 2010].
↑ Schutz, Bernard F. Gravity from the ground up. 3rd. Cambridge University Press, 2003, p. 143. ISBN 0-521-45506-5.
↑ Palenzuela, C.; Liebling, S. L. «Orbital dynamics of binary boson star systems». Physical Review D, 77, 4, 2008, pàg. 044036. arXiv: 0706.2435. Bibcode: 2008PhRvD..77d4036P. DOI: 10.1103/PhysRevD.77.044036.

[1] ttps://www.facebook.com/secretsofuniverse. «Astronomy Glossary | The Secrets Of The Universe» (en anglès americà), 16-08-2021. [Consulta: 16 agost 2023].

[2] Tauris, T. M.; J. van den Heuvel. Formación y evolución de las fuentes estelares compactas de rayos X, 20 Mar 2003.

[Khlopov-3] Khlopov, Maxim Yu. «Agujeros negros primordiales». Investigación en Astronomía y Astrofísica, 10, 6, 6-2010, pàg. 495-528. arXiv: 0801.0116. Bibcode: 2010RAA....10..495K. DOI: 10.1088/1674-4527/10/6/001.

[4] Hashimoto, M.; Iwamoto, K.; Nomoto, K. «Type II supernovae from 8–10 solar mass asymptotic giant branch stars». The Astrophysical Journal, 414, 1993, pàg. L105. Bibcode: 1993ApJ...414L.105H. DOI: 10.1086/187007.

[5] Ritossa, C.; Garcia-Berro, E.; Iben, I. Jr. «On the Evolution of Stars That Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. II. Isotope Abundances and Thermal Pulses in a 10 M_sun Model with an ONe Core and Applications to Long-Period Variables, Classical Novae, and Accretion-induced Collapse». The Astrophysical Journal, 460, 1996, pàg. 489. Bibcode: 1996ApJ...460..489R. DOI: 10.1086/176987.

[6] Wanajo, S. «The r‐Process in Supernova Explosions from the Collapse of O‐Ne‐Mg Cores». The Astrophysical Journal, 593, 2, 2003, pàg. 968-979. arXiv: astro-ph/0302262. Bibcode: 2003ApJ...593..968W. DOI: 10.1086/376617.

[Osterbrock-7] Osterbrock, D. E. «¿Quién acuñó realmente la palabra supernova? ¿Quién predijo por primera vez las estrellas de neutrones?». Bulletin of the American Astronomical Society, 33, 2001, pàg. 1330. Bibcode: 2001AAS...199.1501O.

[Baade-8] Baade, W.; Zwicky, F. «Sobre las supernovas». Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 5, 1934, pàg. 254-9. Bibcode: 1934PNAS...20..254B. DOI: 10.1073/pnas.20.5.254. PMC: 1076395. PMID: 16587881.

[9] Baade, W.; Zwicky, F. «Rayos cósmicos de las supernovas». Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 5, 1934, pàg. 259-263. Bibcode: 1934PNAS...20..259B. DOI: 10.1073/pnas.20.5.259. PMC: 1076396. PMID: 16587882.

[small-dark-and-heavy-10] 10,0 ^10,1 ^10,2 Pequeño, oscuro y pesado: ¿Pero es un agujero negro?.

[newscientist-11] «Exotic stars may mimic big bang». New Scientist, 04-01-2010. [Consulta: 18 febrer 2010].

[12] Schutz, Bernard F. Gravity from the ground up. 3rd. Cambridge University Press, 2003, p. 143. ISBN 0-521-45506-5.

[13] Palenzuela, C.; Liebling, S. L. «Orbital dynamics of binary boson star systems». Physical Review D, 77, 4, 2008, pàg. 044036. arXiv: 0706.2435. Bibcode: 2008PhRvD..77d4036P. DOI: 10.1103/PhysRevD.77.044036.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

Estrelles
Evolució	Formació · preseqüència principal (PSP) · Seqüència principal · Branca horitzontal · Branca asimptòtica de les gegants · Drenatge · Banda d'inestabilitat · Agrupament vermell · Estrella predegenerada · Variable Mira · Nebulosa planetària · Nebulosa protoplanetària · Nova lluminosa vermella · Variable lluminosa blava · Estrella de Wolf-Rayet · Supernova impostora · Supernova · Hipernova · Diagrama de Hertzsprung-Russell · Diagrama color-color
Protoestrelles	Núvol molecular (regió HII) · Glòbul de Bok · objecte estel·lar jove · objecte de Herbig-Haro · Trajectòria de Hayashi · Límit de Hayashi · Trajectòria de Henyey · Variable Orió (estrella T Tauri · estrella FU Orionis) · Estrella Herbig Ae/Be
Lluminositat	Subnana · Nana (Blava · Taronja · Vermella · Groga · Negra · Marró) · Subgegant · Gegant (Blava · Vermell) · Gegant lluminós · Supergegant (Blava · Vermella · Groga) · Hipergegant (Groga) · Endarrerida blava · estrella amb disc · Carboni (CH) · Bari · tipus S · Peculiar · Tecneci · Mercuri-manganès · Variable
Tipus espectral	O · B · A · F · G · K · Be · OB · Estrella subnana B · Estrella de tipus tardana · Estel peculiar (AM · Ap/Bp (estel Ap d'oscil·lació ràpida) · Carboni (CH (Plom) · S · CN) · Bari · Pobra en heli · Estrella extrema d'heli · Estrella Lambda Boötis · Tecneci · Mercuri-manganès · Gamma Cassiopeiae) · Be (Embolcall) · B[e]
Romanents	Nana blanca (Nana negra) · Estrella de neutrons (Púlsar · Magnetar) · Forat negre estel·lar
Estrelles compactes exòtiques	Estrella de quarks · Estrella de preons · Estrella Q · Bolla de pelussa · Estel de bosons · Gravastar · Estel d'energia fosca · Estel negre · Objecte eternament col·lapsant
Estrelles fallides	Nana marró · Sub-nana marró · Planetar
Estructura	Astrosismologia · Bombolla de vent solar · Camp Magnètic · Corona · Cromosfera · Fotosfera · Lluminositat d'Eddington · Nucli solar · Vent estel·lar · Zona de convecció · Zona de radiació
Sistemes estel·lars	Binària · (Contacte · Embolcall comú · Eclipsant · Simbiòtica) · Múltiple (Cúmul · Obert · Globular · Supercúmul) · Sistema planetari
Nucleosíntesi	Cadena protó-protó · Cicle CNO · Combustió del carboni · Combustió del neó · Combustió de l'oxigen · Combustió del silici · Flash de l'heli · Procés alfa · Procés triple-alfa · Procés R · Procés S
Propietats	Classificació · Cinemàtica (Moviment propi · Velocitat radial) · Designació · Dinàmica · Magnitud (Absoluta · Aparent · Fotogràfica) · Massa · Metal·licitat · Microturbulència · Oscil·lacions · Rotació · Sistema d'estrelles (Binari · Contacte · Múltiple) · Sistema planetari · Temperatura efectiva · color UBV
Portal d'astronomia

Estrella de neutrons
Tipus	Ràdio tranquil·la Púlsar
Púlsars individuals	Magnetar Flamarada de raigs gamma suaus Raigs X anòmal Transient de ràdio giratòria
Púlsars binaris	Binari Púlsar de raigs X Binària de raigs X Erupció de raigs X Llista Mil·lisegon Be/raigs X Acceleració de la rotació
Propietats	Blitzar Esclat de ràdio ràpid Acreció de Bondi Esclat de raigs gamma Glitch Neutroni Oscil·lació de l'estrella de neutrons Òptic Cops de púlsar Oscil·lacions quasi periòdiques Relativística Procés RP Terratrèmol estel·lar Soroll de temporització Límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff Procés Urca
Relacionats	Progenitors d'esclats de raigs gamma Astrosismologia Estrella compacta Estel de quarks Estel exòtic Supernova Romanent de supernova Enllaços relacionats Hipernova Kilonova Fusió d'estrelles de neutrons Quark-nova Nan blanc Enllaços relacionats Forat negre estel·lar Enllaços relacionats Estrella de ràdio Planeta de púlsar Nebulosa de vent de púlsar Objecte de Thorne–Żytkow
Descoberta	LGM-1 Centaurus X-3 Cronologia de nanes blanques, estrelles de neutrons i supernoves
Investigació per satèl·lits	Rossi X-ray Timing Explorer Fermi Gamma-ray Space Telescope Observatori de raigs gamma Compton Observatori de raigs X Chandra
Altres	Navegació basada en púlsars de raigs X Programari Tempo Astropols Els Set Magnífics

Supernoves
Tipus	Tipus Ia Tipus Ib i Ic Tipus II (IIP, IIL, IIn, i IIb)
Física	Supernova rica en calci Detonació de carboni Supernova de parelles d'inestabilitat Relació de Phillips Nucli R Procés P Procés R Nucleosíntesi de les supernoves Neutrins de supernova
Relacionats	Supernova impostora Supernova de parelles d'inestabilitat plegacional Foe Esclat de raigs gamma Supernova fallida Hipernova Kilonova Nova Estrella simbiòtica Nova lluminosa vermella Supernova propera a la Terra Cops de púlsar Quark-nova
Progenitores	Estel hipergegant Groc Variable lluminosa blava Estrella supergegant Blava Vermella Groga Nan blanc Enllaços relacionats Estrella de Wolf-Rayet
Romanents	Romanent de supernova Nebulosa de vent de púlsar Estrella de neutrons Púlsar Magnetar Enllaços relacionats Forat negre estel·lar Enllaços relacionats Estrella compacta Estel de quarks Estel exòtic Estel zombi Bombolla local Superbombolla Orió-Eridà
Descoberta	Estel convidat Història de l'observació de les supernoves Cronologia de nanes blanques, estrelles de neutrons i supernoves
Llistes	Candidates Notables Estrelles massives Més llunyanes Romanents En la ficció
Notables	Anell de Barnard Cassiopeia A Cranc Nebulosa del Cranc iPTF14hls Tycho Kepler SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg Romanent G1.9 0.3 SN 2007bi SN 2011fe SN 2014J SN Refsdal Romanent de Vela
Investigació	ASAS-SN Calán/Tololo Survey High-Z Supernova Search Team Katzman Automatic Imaging Telescope Monte Agliale Supernovae and Asteroid Survey Nearby Supernova Factory Sloan Supernova Survey Supernova/Acceleration Probe Supernova Cosmology Project Supernova Early Warning System Supernova Legacy Survey Texas Supernova Search
Llibre:Supernoves Categoria:Supernoves Commons:Supernoves Portal d'astronomia

Nan blanc
Formació	Límit de Chandrasekhar Estrella predegenerada Evolució estel·lar Diagrama de Hertzsprung-Russell Variable Mira
Destí	Nana negra Supernova de tipus Ia Candidats Estrella de neutrons Púlsar Magnetar Enllaços relacionats Forat negre estel·lar Enllaços relacionats Estrella compacta Estel de quarks Estel exòtic Estrella extrema d'heli Estel subnan B Planeta d'heli
En sistemes binaris	Nova Romanent Llista Nova nana Estrella simbiòtica Estrella variable cataclísmica Estrella variable AM Canum Venaticorum Polar Polar intermèdia Binària de raigs X Font de raigs X súper suau Púlsar binari Púlsar de raigs X Llista Flaix de l'heli Detonació de carboni
Propietats	Polsant Procés Urca Matèria degenerada per electrons Oscil·lació quasi periòdica
Relacionats	Nebulosa planetària Llista RAMBOs Funció de lluminositat de nana blanca Cronologia de nanes blanques, estrelles de neutrons i supernoves
Llista Categoria WikiCommons Portal d'astronomia

Forats negres
Tipus	Schwarzschild Giratori Carregat Virtual Binari
Mida	Micro Extrem Electró Estel·lar Massa intermèdia Supermassiu Quàsar Nucli de galàxia actiu Blàzar Cúmul de quàsars
Formació	Evolució estel·lar Col·lapse gravitatori Estrella de neutrons Enllaços relacionats Estrella compacta Quark Exòtic Límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff Nan blanc Enllaços relacionats Supernova Enllaços relacionats Hipernova Esclat de raigs gamma
Propietats	Termodinàmica Radi de Schwarzschild Relació M–sigma Horitzó d'esdeveniments Oscil·lació quasi periòdica Esfera fotònica Ergosfera Radiació de Hawking Procés Penrose Procés Blandford–Znajek Acreció de Bondi Espaguetització Lent gravitatòria
Models	Singularitat gravitatòria Teoremes de singularitat de Penrose-Hawking Forat negre primordial Gravastar Estel fosc Estel d'energia fosca Estel negre Objecte eternament col·lapsant Objecte magnetosfèric eternament col·lapsant Bolla de pelussa Forat blanc Singularitat nua Singularitat d'anell Paràmetre d'Immirzi Paradigma de la membrana Kugelblitz Forat de cuc Quasi-estrella
Problemes	Teorema de no cabell Paradoxa de la informació Hipòtesi de censura còsmica Models alternatius Principi hologràfic Complementaritat de forat negre Tallafocs (física) ER=EPR Problema del parsec final
Mètrica	Schwarzschild Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman
Llistes	Forats negres Més massius Més propers Quàsars
Relacionats	Black Hole Initiative Nau estel·lar de forat negre Progenitors d'esclats de raigs gamma Pou gravitatori Sistema estel·lar hipercompacte Rossi X-ray Timing Explorer Cronologia de la física dels forats negres
Portal d'astronomia