En los últimos artículos de la serie La vida privada de las estrellas hemos hablado acerca de los diversos caminos hacia el fin de una estrella. Como recordarás, las estrellas de tamaño moderado acaban convirtiéndose, sin más aspavientos, en enanas blancas, mientras que otras más grandes sufren convulsiones violentas que acaban llevándolas al mismo destino, tras pasar por una etapa como gigantes rojas.
Pero ¿qué les sucede a estrellas tan grandes que no pueden formar una enana blanca? Recordarás de ese artículo que esto sólo era posible si la masa era menor que el límite de Chandrasekhar (unas 1,4 veces la masa del Sol), de modo que la presión de los electrones degenerados pudiera “sostener” la masa de la estrella contra la presión gravitatoria. Sin embargo, hay veces en las que este límite se supera, y las consecuencias son catastróficas pero fascinantes. De esas consecuencias vamos a hablar precisamente en este artículo, dedicado a las supernovas de tipo II.
Más brillante que una galaxia: SN 1999em, una supernova de tipo II.
Como recordarás, pues hemos repetido este concepto hasta la saciedad durante la serie, cuando una estrella acaba de consumir su hidrógeno en el núcleo, de modo que tiene un núcleo de helio rodeado de una corteza de hidrógeno, se contrae y se calienta. Si es suficientemente grande, se calienta lo bastante como para “encender” la fusión del helio, lo cual alarga su vida durante cierto tiempo. Después se contrae de nuevo y se calienta… y si es suficientemente grande, se calentará tanto que se activará la fusión del carbono. Una vez más, la estrella aplaza su final “quemando” un elemento más pesado.
El problema es que esto no puede durar. Fijémonos, por ejemplo, en una estrella con una masa muy grande, de unos 25 Soles. Al ser tan grande, la fusión del hidrógeno se produce a una velocidad enorme, pues es una estrella muy caliente, unos 70 millones de grados centígrados. En unos diez millones de años, el hidrógeno del núcleo se ha consumido. A continuación la estrella consume helio y está aún más caliente, a unos 200 millones de grados. La cuestión es que la fusión del helio no proporciona la misma cantidad de energía que la del hidrógeno, y la estrella lo consume a un ritmo aún mayor para impedir su propio colapso: en sólo un millón de años ha consumido el helio del núcleo.
¡Pero la cosa no hace más que empeorar a partir de ahí! Esta estrella es tan grande que no tiene absolutamente ningún problema para seguir fusionando lo que se le ponga por delante: al contrario que nuestro Sol, esta enorme estrella puede comprimirse (y por lo tanto calentarse) muchísimo, tanto que puede “encender” la fusión del carbono sin problemas cuando alcanza los 800 millones de grados. Pero, ¡ah! la fusión del carbono es aún menos eficaz que la del helio.
La estrella consume el carbono del núcleo en tan sólo mil años. Entonces vuelve a comprimirse y calentarse hasta la escalofriante temperatura de 1.600 millones de grados centígrados, lo suficiente para empezar a fusionar neón. Pero esto ya no es ni remotamente eficaz: en sólo tres años la estrella ha acabado con el neón y vuelve a comprimirse y calentarse. La temperatura es ya tan enorme (1.800 millones de grados) que la estrella recorre el siguiente paso (la fusión del oxígeno) en sólo cuatro meses.
Llegamos ya al final: la estrella alcanza los 2.500 millones de grados y fusiona el silicio, que produce un isótopo inestable del níquel (níquel-56), el cual se desintegra rápidamente y forma hierro. En sólo una semana, la estrella ha consumido el silicio del núcleo y tiene un núcleo de hierro. Podrías pensar que la estrella vuelve a comprimirse y calentarse hasta que se empieza a fusionar el hierro… pero esto es imposible.
La cuestión es que el hierro es especial: es el elemento químico con la mayor energía de enlace por nucleón de todos. Esto puede sonar muy técnico, pero simplemente quiere decir que la fusión del hierro no libera energía, sino que la absorbe. El hierro es el final del camino: no hay nada más que la estrella pueda hacer para producir energía en el núcleo. En sus últimas horas como tal, la estrella es una especie de “cebolla” con capas formadas por todos los elementos que ha ido produciendo en sucesivas etapas de fusión, de los más ligeros (en la superficie) a los más pesados (en el núcleo):
Crédito: R. J. Hall/Wikipedia (GPL).
El problema entonces es que, según el hierro se va acumulando en el centro de la estrella, alcanza un punto clave: el momento en el que su masa alcanza el límite de Chandrasekhar. Cuando esa “bola de hierro” pasa del límite, no es capaz de mantener su estructura por la presión de degeneración de los electrones, y se produce una supernova de tipo II: una supernova debida al colapso del núcleo de una estrella masiva. Por cierto, ya hablamos en un artículo de hace bastante tiempo de las supernovas de tipo Ia, debidas a la absorción de materia por una enana blanca, de modo que no vamos a repetirlo en esta serie.
La cosa se vuelve en este momento muy, muy violenta: el núcleo se colapsa a enormes velocidades (de hasta un 23% de la velocidad de la luz). La temperatura alcanza los 100.000 millones de grados (¡cien mil veces la del núcleo del Sol!), y el núcleo emite gigantescas cantidades de rayos gamma. Pero claro, desde fuera de la estrella es imposible saber qué está pasando: la densidad es tan enorme que la radiación emitida es absorbida sin siquiera escapar del núcleo de hierro. Los núcleos de hierro absorben tal cantidad de energía que muchos se desintegran en núcleos de helio y neutrones libres, y la cantidad de radiación es suficiente para que se produzca la desintegración beta (de un neutrón en un protón y un electrón) pero al revés: los protones se unen a electrones y forman neutrones libres y cantidades ingentes de neutrinos.
En este momento es posible ya saber desde fuera lo que está pasando dentro de la estrella: los neutrinos son capaces de atravesar la estrella sin que muchos de ellos sean absorbidos, de modo que una gran cantidad de ellos escapan de la estrella. Estas emisiones de neutrinos han sido una prueba experimental muy sólida de nuestros modelos de este tipo de supernovas, ya que se han observado con diversos detectores, como el Super-Kamiokande japonés. La liberación de energía en forma de neutrinos es enorme. De hecho, es tan grande que apostaría a que es una de las cantidades más grandes que has visto nunca en física: unos 10.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 Julios. Sí, has leído bien: 1046 Julios. Y esta energía se libera en un intervalo de unos diez segundos. ¿No es apabullante?
Lo que ocurre entonces es diferente para el núcleo y el resto de la estrella: la parte externa, al recibir esa enorme cantidad de energía (sólo una pequeña fracción de los neutrinos son absorbidos, pero la cantidad es tan enorme que un número neto muy grande es absorbido por el resto de la estrella), explota. El proceso por el que esto sucede aún no se entiende muy bien, pero el “latigazo” de energía genera una onda de choque de una intensidad brutal, y la estrella “revienta”. Todo excepto el núcleo se desprende al espacio, liberando enormes cantidades de radiación y la masa de varios Soles al espacio. La intensidad de esta explosión es tan grande que una supernova puede brillar más que la galaxia entera de la que forma parte la estrella.
Por cierto, parte de esta materia desprendida está formada por átomos más pesados que el hierro: puede que te hayas estado preguntando, “si el hierro es el “final del camino”, ¿de dónde viene, por ejemplo, el uranio que existe en la Tierra?” La cuestión es que no es imposible producir átomos más pesados que el hierro: es imposible producir energía haciéndolo. Pero durante la supernova se libera tal cantidad de energía que muchos átomos se fusionan para formar otros más pesados que el hierro como, por ejemplo, el uranio. Una cantidad apreciable de los elementos pesados de la tabla periódica se han formado en los breves momentos que dura una supernova de tipo II.
SN 1987a, en el centro de la imagen (las otras dos son estrellas normales). Observa los anillos de materia desprendidos durante los años anteriores a la explosión de la supernova, que ahora brillan debido a la onda de choque de la explosión.
Pero, a todo esto, ¿qué le sucede al núcleo de ex-hierro? Ahora ya no hay hierro, sino una especie de “sopa” de neutrones con unos cuantos protones y electrones que no se han unido. Lo que le ocurre depende de la masa de la estrella inicial: si tenía menos de 20 masas solares, el núcleo restante al final suele tener una masa de entre 1,4 y 2,1 veces la masa del Sol, y se forma una estrella de neutrones. Si la estrella original tenía entre 20 y unas 40-50 veces la masa del Sol, el núcleo restante es tan grande que no es posible ni siquiera que forme una estrella de neutrones, y se convierte en un agujero negro. Lo curioso es que la mayor parte de los modelos sugieren que una estrella lo suficientemente grande (más de 50 masas solares) ni siquiera produce una supernova. Se colapsa a tal ritmo que produce directamente un agujero negro. Curioso, ¿verdad?
De modo que en el próximo artículo de la serie estudiaremos precisamente el “cadáver estelar” correspondiente a estas estrellas masivas, pero no lo suficiente para formar un agujero negro: las estrellas de neutrones, formadas a partir del núcleo que queda tras una supernova de tipo II.