Supernova: cómo explotan las estrellas masivas

Hierro: el callejón sin salida de una estrella masiva

La próxima vez que pele cebollas en la cocina, trate de no llorar. En cambio, sonríe y piensa en cómo una cebolla representa las partes internas de las estrellas supergigantes, ya que una estrella supergigante tiene una capa de cáscaras parecidas a cebollas donde tienen lugar las reacciones termonucleares. La energía generada por estos caparazones ayuda a apuntalar el tamaño masivo de la estrella, pero solo por un tiempo.

Para que un elemento sea un buen combustible termonuclear, la energía debe emitirse cuando los núcleos de ese combustible chocan y se fusionan. La razón por la que se emite esta energía es gracias en parte a la fuerte fuerza que superpega neutrones y protones. Nuevamente, la fuerza fuerte es una fuerza que une protones y neutrones dentro de núcleos atómicos.

Pero los protones tienen cargas positivas y se repelen entre sí como dos imanes colocados con los mismos polos uno frente al otro se repelerían entre sí. Debido a esta repulsión, se necesita una entrada de energía para agregar protones adicionales a los núcleos que son más grandes que el hierro (que tiene 26 protones). Por lo tanto, núcleos de tal tamaño o más grandes no pueden usarse como combustible nuclear para liberar energía.

Básicamente, se reduce a esto: si tuviera que pelar la cebolla de fusión nuclear de una estrella, atravesaría capa tras capa de combustible nuclear que está siendo consumido por la estrella. En el mismo centro, caería un núcleo rico en hierro, donde no se están produciendo reacciones nucleares.

Contracción del núcleo

Lo que voy a decirles a continuación tiene un alcance tan masivo y es tan complejo que ni siquiera las computadoras modernas más poderosas pueden modelarlo o comprenderlo por completo. Es una teoría, pero buena de todos modos. A medida que el núcleo de una estrella moribunda se calienta cada vez más a medida que se contrae más y más, las partículas llamadas neutrinos escapan del alcance de la estrella, drenando su energía. Un neutrino es una partícula atómica neutra y sin masa que viaja cerca o a la velocidad de la luz.

Dado que los neutrinos que escapan están drenando la energía de la estrella, la estrella debe compensar esta pérdida de energía. Lo hace contrayéndose, utilizando más combustible o incluso ambos. Por supuesto, como solo puede imaginar, hay un pequeño problema cuando el núcleo se convierte en hierro. No podemos utilizar el hierro como combustible para producir energía como ya he explicado. Por lo tanto, nuestra única opción restante para compensar el drenaje de energía de los neutrinos es contraerse y calentarse como resultado.

El núcleo de una estrella con una masa original de ocho masas solares, por lo tanto, se contraerá y calentará inmensa y extremadamente rápido, en una décima de segundo. El núcleo increíblemente caliente emite fotones de rayos gamma altamente energéticos que de alguna manera derriten los núcleos de hierro en núcleos de helio más pequeños, lo que significa que todo esto revierte millones de años de reacciones nucleares que construyeron el núcleo de hierro en una fracción de segundo, así de increíblemente poderoso es este proceso. Y para que sepas o te lo estés preguntando, un rayo gamma es una onda electromagnética que consta de alta energía fotónica, alta frecuencia y longitud de onda corta.

De todos modos, otra décima de segundo más tarde, el núcleo se vuelve aún más denso, tanto que obliga a los protones a combinarse con los electrones del núcleo para producir una gran cantidad de neutrones; tal proceso libera una gran cantidad de neutrinos. Para poner en perspectiva cuán denso se vuelve el núcleo aproximadamente un cuarto de segundo después de que comienza a contraerse rápidamente: la tierra tendría que encogerse de un diámetro de casi 8,000 millas a un diámetro de solo 1,000 pies en el mismo lapso de tiempo para imitar esta densidad.

El rebote y la explosión del núcleo

A una densidad tan alta, resulta muy difícil comprimir más la materia. Quiero decir, en serio, si encoges tanto la tierra, ¿cuánto más puedes esperar encogerla? Tampoco se puede esperar que el núcleo de la estrella siga encogiéndose. Por lo tanto, el núcleo rico en neutrones se vuelve muy rígido, deja de contraerse y la parte más interna del núcleo se expande solo un poco. Esta ligera expansión, denominada rebote del núcleo, provoca una ola de presión muy fuerte hacia arriba y hacia afuera desde las partes internas del núcleo.

Si tiene dificultades para entender este rebote, simplemente coloque una pelota antiestrés en su mano. Después de comprimirlo o contraerlo y soltarlo, saltará o rebotará porque lo comprimió demasiado. Esto es lo que pasa con el núcleo. De alguna manera exagera todo el asunto de la compresión y, como resultado, se recupera un poco.

Aproximadamente en este momento, la materia se sumerge hacia adentro a velocidades muy altas y con una fuerza tremenda. Cuando este material choca contra el núcleo ahora rígido, se encuentra con la onda de presión que se mueve hacia afuera. El material comienza a regresar rápidamente a la superficie de la estrella, en parte gracias a las cantidades masivas de neutrinos que también están saliendo del núcleo de la estrella.

La onda de presión inicial eventualmente se convierte en una onda más rápida, una onda de choque, gracias en parte al aumento del gas sobrecalentado que entrega una sacudida adicional de energía, y esta onda alcanza la superficie de la estrella varias horas después de que comience toda esta secuencia. Luego estalla hacia afuera y destroza la estrella. Se necesitan varias horas porque debes saber que estas estrellas son tan masivas que su diámetro puede superar los mil millones de kilómetros.

Cuando la energía se escapa en un torrente de luz como este, la estrella se convierte en algo que llamamos supernova , una explosión de una estrella que hace que aumente mucho su brillo. Dicho de otra manera, nuestra estrella ha sido destruida por el impacto o la onda expansiva que la atraviesa, y enormes cantidades de energía y materia se liberan al espacio a velocidades muy altas; que hay una supernova para ti. La cantidad de energía que se libera se puede poner en perspectiva. Es aproximadamente 100 veces más energía de la que ha emitido nuestro sol durante toda su vida útil de cuatro mil quinientos millones de años.

Resumen de la lección

Esta fue una lección difícil, así que simplifiquemos lo que sucede justo antes de la gran explosión. Una estrella moribunda puede producir energía gracias en parte a la fuerte fuerza que superpega neutrones y protones. Nuevamente, la fuerza fuerte es una fuerza que une protones y neutrones dentro de núcleos atómicos. Pero los protones se repelen entre sí, y se necesita una entrada de energía para agregar protones adicionales a los núcleos que son más grandes que el hierro (que tiene 26 protones). Por lo tanto, núcleos de tal tamaño o más grandes no pueden usarse como combustible nuclear para liberar energía. Entonces, cuando el núcleo de la estrella se convierte en un núcleo de hierro, se termina el juego.

Además, el núcleo de una estrella moribunda se calienta a medida que se contrae, liberando partículas llamadas neutrinos . Un neutrino es una partícula atómica neutra y sin masa que viaja cerca o a la velocidad de la luz. El escape de neutrinos provoca un drenaje de energía que una estrella con un núcleo de hierro solo puede compensar contrayendo su núcleo. A medida que este núcleo se contrae, libera fotones de rayos gamma que funden los núcleos de hierro en núcleos de helio más pequeños. Un rayo gamma es una onda electromagnética que consta de alta energía fotónica, alta frecuencia y longitud de onda corta.

El núcleo eventualmente se vuelve tan denso que obliga a los protones a combinarse con los electrones para producir neutrones, un proceso que libera muchos neutrinos. Finalmente, el núcleo no se puede comprimir más y se recupera un poco. Este rebote del núcleo conduce a la formación de una onda expansiva que se precipita hacia la superficie de la estrella. Una vez que llega a la superficie en unas pocas horas, la estrella explota y se convierte en una supernova , una explosión de una estrella que hace que aumente mucho su brillo.

Los resultados del aprendizaje

Al final de esta lección, debería poder:

• Discutir el papel de la fuerza fuerte y cómo puede llevar a la muerte de una estrella.
• Explica el proceso de contracción dentro del núcleo de una estrella.
• Describe cómo una estrella se convierte en supernova.

Rodrigo Ricardo Editor y fundador