, las estrellas con masas iniciales de hasta al menos 8 MSun (y quizás incluso más) probablemente terminan sus vidas como enanas blancas. Pero sabemos que las estrellas pueden tener masas tan grandes como 150 (o más) MSun. Tienen un tipo diferente de muerte reservado para ellos. Como veremos, estas estrellas mueren con una explosión.

Fusión Nuclear de Elementos Pesados

Después de que el helio en su núcleo se agota (véase La Evolución de Estrellas Más Masivas), la evolución de una estrella masiva toma un curso significativamente diferente al de las estrellas de menor masa. En una estrella masiva, el peso de las capas externas es suficiente para obligar al núcleo de carbono a contraerse hasta que se caliente lo suficiente para fusionar el carbono en oxígeno, neón y magnesio. Este ciclo de contracción, calentamiento e ignición de otro combustible nuclear se repite varias veces más. Después de agotar cada uno de los posibles combustibles nucleares, el núcleo se contrae de nuevo hasta que alcanza una nueva temperatura lo suficientemente alta como para fusionar núcleos aún más pesados. Los productos de la fusión de carbono se pueden convertir aún más en silicio, azufre, calcio y argón. Y estos elementos, cuando se calientan a una temperatura aún más alta, se pueden combinar para producir hierro. Las estrellas masivas pasan por estas etapas muy, muy rápidamente. En estrellas realmente masivas, algunas etapas de fusión hacia el final pueden tomar solo meses o incluso días. Esto está muy lejos de los millones de años que pasan en el escenario de la secuencia principal.

En esta etapa de su evolución, una estrella masiva se asemeja a una cebolla con un núcleo de hierro. A medida que nos alejamos del centro, encontramos capas de temperatura decreciente en las que las reacciones nucleares involucran núcleos de masa progresivamente más baja: silicio y azufre, oxígeno, neón, carbono, helio y, finalmente, hidrógeno (Figura 1).

Figura 1: Estructura de una Vieja Estrella Masiva. Justo antes de su colapso gravitacional final, el núcleo de una estrella masiva se asemeja a una cebolla. El núcleo de hierro está rodeado de capas de silicio y azufre, oxígeno, neón, carbono mezclado con algo de oxígeno, helio y finalmente hidrógeno. Fuera del núcleo, la composición es principalmente hidrógeno y helio. (Tenga en cuenta que este diagrama no es precisamente a escala, sino que está destinado a transmitir la idea general de cómo sería una estrella de este tipo.) (crédito: modificación del trabajo de ESO, Digitized Sky Survey)

Pero hay un límite para la duración de este proceso de construcción de elementos por fusión. La fusión de silicio en hierro resulta ser el último paso en la secuencia de producción de elementos no explosivos. Hasta este punto, cada reacción de fusión ha producido energía porque el núcleo de cada producto de fusión ha sido un poco más estable que los núcleos que lo formaron. Como se discute en El Sol: Una Central Nuclear, los núcleos ligeros ceden parte de su energía de unión en el proceso de fusión en núcleos más pesados y fuertemente unidos. Es esta energía liberada la que mantiene la presión exterior en el núcleo para que la estrella no colapse. Pero de todos los núcleos conocidos, el hierro es el más unido y, por lo tanto, el más estable.

Podría pensar en la situación de esta manera: todos los núcleos más pequeños quieren «crecer» para ser como el hierro, y están dispuestos a pagar (producir energía) para avanzar hacia ese objetivo. Pero el hierro es un núcleo maduro con buena autoestima, perfectamente contenido siendo hierro; requiere un pago (debe absorber energía) para cambiar su estructura nuclear estable. Esto es exactamente lo contrario de lo que ha sucedido en cada reacción nuclear hasta ahora: en lugar de proporcionar energía para equilibrar la atracción hacia el interior de la gravedad, cualquier reacción nuclear que involucre hierro eliminaría algo de energía del núcleo de la estrella.

Incapaz de generar energía, la estrella ahora se enfrenta a una catástrofe.

Colapsar en una Bola de Neutrones

Cuando las reacciones nucleares se detienen, el núcleo de una estrella masiva está soportado por electrones degenerados, al igual que lo está una enana blanca. Para las estrellas que comienzan su evolución con masas de al menos 10 MSun, es probable que este núcleo esté hecho principalmente de hierro. (Para estrellas con masas iniciales en el rango de 8 a 10 MSun, es probable que el núcleo esté hecho de oxígeno, neón y magnesio, porque la estrella nunca se calienta lo suficiente como para formar elementos tan pesados como el hierro. La composición exacta de los núcleos de estrellas en este rango de masa es muy difícil de determinar debido a las complejas características físicas de los núcleos, particularmente en las densidades y temperaturas muy altas involucradas.) Nos centraremos en los núcleos de hierro más masivos en nuestra discusión.

Mientras no se genera energía dentro del núcleo de la enana blanca de la estrella, la fusión todavía ocurre en las conchas que rodean el núcleo. A medida que las conchas terminan sus reacciones de fusión y dejan de producir energía, las cenizas de la última reacción caen sobre el núcleo de la enana blanca, aumentando su masa. Como muestra la Muerte de Estrellas de Baja Masa, una masa más alta significa un núcleo más pequeño. El núcleo puede contraerse porque incluso un gas degenerado sigue siendo en su mayoría un espacio vacío. Los electrones y los núcleos atómicos son, después de todo, extremadamente pequeños. Los electrones y núcleos de un núcleo estelar pueden estar llenos en comparación con el aire de su habitación, pero todavía hay mucho espacio entre ellos.

Los electrones al principio se resisten a estar más juntos, por lo que el núcleo se encoge solo una pequeña cantidad. Sin embargo, en última instancia, el núcleo de hierro alcanza una masa tan grande que incluso los electrones degenerados ya no pueden soportarlo. Cuando la densidad alcanza 4 × 1011 g/cm3 (400 mil millones de veces la densidad del agua), algunos electrones son en realidad exprimidos en los núcleos atómicos, donde se combinan con protones para formar neutrones y neutrinos. Esta transformación no es algo familiar de la vida cotidiana, sino que se vuelve muy importante a medida que un núcleo estelar tan masivo colapsa.

Algunos de los electrones se han ido, por lo que el núcleo ya no puede resistir la masa aplastante de las capas superpuestas de la estrella. El núcleo comienza a encogerse rápidamente. Más y más electrones son empujados ahora hacia los núcleos atómicos, que en última instancia se saturan de neutrones que no pueden aferrarse a ellos.

En este punto, los neutrones se extraen de los núcleos y pueden ejercer una nueva fuerza. Al igual que ocurre con los electrones, resulta que los neutrones resisten fuertemente estar en el mismo lugar y moverse de la misma manera. La fuerza que pueden ejercer estos neutrones degenerados es mucho mayor que la que producen los electrones degenerados, por lo que a menos que el núcleo sea demasiado masivo, en última instancia, pueden detener el colapso.

Esto significa que el núcleo colapsado puede alcanzar un estado estable como una bola aplastada hecha principalmente de neutrones, que los astrónomos llaman una estrella de neutrones. No tenemos un número exacto (un «límite de Chandrasekhar») para la masa máxima de una estrella de neutrones, pero los cálculos nos dicen que el límite de masa superior de un cuerpo hecho de neutrones solo podría ser de aproximadamente 3 MSun. Así que si la masa del núcleo fuera mayor que esto, entonces incluso la degeneración de neutrones no sería capaz de detener el colapso del núcleo aún más. La estrella moribunda debe terminar como algo aún más extremadamente comprimido, que hasta hace poco se creía que era solo un tipo posible de objeto: el estado de compactación final conocido como un agujero negro (que es el tema de nuestro próximo capítulo). Esto se debe a que no se creía que existiera ninguna fuerza que pudiera detener un colapso más allá de la etapa estelar de neutrones.

Colapso y explosión

Cuando el colapso del núcleo de una estrella de gran masa es detenido por neutrones degenerados, el núcleo se salva de una mayor destrucción, pero resulta que el resto de la estrella se rompe literalmente. Así es como sucede.

El colapso que se produce cuando los electrones son absorbidos por el núcleo es muy rápido. En menos de un segundo, un núcleo con una masa de aproximadamente 1 MSun, que originalmente era aproximadamente del tamaño de la Tierra, colapsa a un diámetro de menos de 20 kilómetros. La velocidad con la que el material cae hacia adentro alcanza un cuarto de la velocidad de la luz. El colapso se detiene solo cuando la densidad del núcleo excede la densidad de un núcleo atómico (que es la forma de materia más densa que conocemos). ¡Una estrella de neutrones típica está tan comprimida que para duplicar su densidad, tendríamos que comprimir a todas las personas del mundo en un solo terrón de azúcar! Esto nos daría el valor de un terrón de azúcar (un centímetro cúbico) de una estrella de neutrones.

El núcleo degenerado de neutrones resiste fuertemente una mayor compresión, deteniendo abruptamente el colapso. El choque de la sacudida repentina inicia una onda de choque que comienza a propagarse hacia afuera. Sin embargo, este choque por sí solo no es suficiente para crear una explosión estelar. La energía producida por la materia saliente es absorbida rápidamente por los núcleos atómicos en las capas densas y superpuestas de gas, donde rompe los núcleos en neutrones y protones individuales.

Nuestra comprensión de los procesos nucleares indica (como mencionamos anteriormente) que cada vez que un electrón y un protón en el núcleo de la estrella se fusionan para formar un neutrón, la fusión libera un neutrino. Estas partículas subatómicas fantasmales, introducidas en El Sol: Una Central Nuclear, se llevan parte de la energía nuclear. Es su presencia la que lanza la desastrosa explosión final de la estrella. La energía total contenida en los neutrinos es enorme. En el segundo inicial de la explosión de la estrella, la potencia transportada por los neutrinos (1046 vatios) es mayor que la potencia emitida por todas las estrellas en más de mil millones de galaxias.

Mientras que los neutrinos normalmente no interactúan mucho con la materia ordinaria (anteriormente los acusamos de ser francamente antisociales), la materia cerca del centro de una estrella en colapso es tan densa que los neutrinos interactúan con ella hasta cierto punto. Depositan parte de esta energía en las capas de la estrella justo fuera del núcleo. Esta enorme y repentina entrada de energía invierte la caída de estas capas y las impulsa explosivamente hacia afuera. La mayor parte de la masa de la estrella (aparte de la que entró en la estrella de neutrones en el núcleo) es expulsada hacia el espacio. Como vimos anteriormente, tal explosión requiere una estrella de al menos 8 MSun, y la estrella de neutrones puede tener una masa de al menos 3 MSun. En consecuencia, ¡al menos cinco veces la masa de nuestro Sol es expulsada al espacio en cada evento explosivo!

La explosión resultante se denomina supernova (Figura 2). Cuando estas explosiones ocurren cerca, pueden estar entre los eventos celestiales más espectaculares, como discutiremos en la siguiente sección. (En realidad, hay al menos dos tipos diferentes de explosiones de supernova: el tipo que hemos estado describiendo, que es el colapso de una estrella masiva, se llama, por razones históricas, supernova de tipo II. Describiremos cómo difieren los tipos más adelante en este capítulo).

Figura 2: Cinco Explosiones de Supernova en Otras Galaxias. Las flechas de la fila superior de imágenes apuntan a las supernovas. La fila inferior muestra las galaxias anfitrionas antes o después de la explosión de las estrellas. Cada una de estas supernovas explotó hace entre 3,5 y 10 mil millones de años. Tenga en cuenta que las supernovas cuando explotan por primera vez pueden ser tan brillantes como una galaxia entera. (crédito: modificación del trabajo de la NASA, la ESA y A. Riess (STScI))

La tabla 1 resume la discusión hasta ahora sobre lo que sucede a las estrellas y objetos subestelares de diferentes masas iniciales al final de sus vidas. Al igual que gran parte de nuestro conocimiento científico, esta lista representa un informe de progreso: es lo mejor que podemos hacer con nuestros modelos y observaciones actuales. Los límites de masa correspondientes a diversos resultados pueden cambiar algo a medida que se mejoran los modelos. Hay mucho que aún no entendemos sobre los detalles de lo que sucede cuando las estrellas mueren.

La Supernova Da, y la Supernova Quita

Después de la explosión de la supernova, la vida de una estrella masiva llega al final. Pero la muerte de cada estrella masiva es un evento importante en la historia de su galaxia. Los elementos construidos por fusión durante la vida de la estrella ahora son «reciclados» en el espacio por la explosión, haciéndolos disponibles para enriquecer el gas y el polvo que forman nuevas estrellas y planetas. Debido a que estos elementos pesados expulsados por las supernovas son críticos para la formación de planetas y el origen de la vida, es justo decir que sin pérdida de masa de supernovas y nebulosas planetarias, ni los autores ni los lectores de este libro existirían.

Pero la explosión de supernova tiene una contribución creativa más que hacer, una a la que aludimos en Stars from Adolescence to Old Age cuando preguntamos de dónde venían los átomos de tus joyas. La explosión de una supernova produce una inundación de neutrones energéticos que circulan a través del material en expansión. Estos neutrones pueden ser absorbidos por el hierro y otros núcleos donde pueden convertirse en protones. Por lo tanto, acumulan elementos que son más masivos que el hierro, incluidos los favoritos terrestres como el oro y la plata. Este es el único lugar que conocemos donde se pueden fabricar átomos más pesados como el plomo o el uranio. La próxima vez que uses joyas de oro (o dáselas a tu pareja), ¡ten en cuenta que esos átomos de oro alguna vez fueron parte de una estrella en explosión!

Cuando las supernovas explotan, estos elementos (así como los que la estrella hizo durante tiempos más estables) son expulsados al gas existente entre las estrellas y mezclados con él. Por lo tanto, las supernovas juegan un papel crucial en el enriquecimiento de su galaxia con elementos más pesados, permitiendo, entre otras cosas, que los elementos químicos que componen los planetas similares a la tierra y los bloques de construcción de la vida se vuelvan más comunes a medida que pasa el tiempo (Figura 3).

Figura 3: Kepler Supernova Remant. Esta imagen muestra los restos en expansión de una explosión de supernova, que fue vista por primera vez hace unos 400 años por observadores del cielo, incluido el famoso astrónomo Johannes Kepler. El manto de gas y polvo en forma de burbuja tiene ahora 14 años luz de ancho y se está expandiendo a 2.000 kilómetros por segundo (4 millones de millas por hora). El remanente emite energía en longitudes de onda de los rayos X (mostrados en azul y verde) a la luz visible (amarillo) y al infrarrojo (rojo). La cáscara en expansión es rica en hierro, que se produjo en la estrella que explotó. La imagen principal combina las imágenes individuales de un solo color que se ven en la parte inferior en una imagen de longitud de onda múltiple. (crédito: modificación del trabajo de la NASA, la ESA, R. Sankrit y W. Blair (Universidad Johns Hopkins))

También se cree que las supernovas son la fuente de muchas de las partículas de rayos cósmicos de alta energía discutidas en los Rayos Cósmicos. Atrapadas por el campo magnético de la Galaxia, las partículas de estrellas explotadas continúan circulando alrededor de la vasta espiral de la Vía Láctea. Los científicos especulan que los rayos cósmicos de alta velocidad que golpean el material genético de los organismos de la Tierra durante miles de millones de años pueden haber contribuido a las mutaciones constantes, cambios sutiles en el código genético, que impulsan la evolución de la vida en nuestro planeta. En todas las formas que hemos mencionado, las supernovas han desempeñado un papel en el desarrollo de nuevas generaciones de estrellas, planetas y vida.

Pero las supernovas también tienen un lado oscuro. Supongamos que una forma de vida tiene la desgracia de desarrollarse alrededor de una estrella que se encuentra cerca de una estrella masiva destinada a convertirse en supernova. Tales formas de vida pueden verse apagadas cuando la radiación dura y las partículas de alta energía de la explosión de la estrella vecina llegan a su mundo. Si, como especulan algunos astrónomos, la vida puede desarrollarse en muchos planetas alrededor de estrellas de larga vida (de menor masa), entonces la idoneidad de la estrella y el planeta de esa vida puede no ser todo lo que importa para su evolución y supervivencia a largo plazo. La vida bien puede haberse formado alrededor de un número de estrellas agradablemente estables solo para ser eliminada porque una estrella cercana masiva de repente se convirtió en supernova. Así como los niños nacidos en una zona de guerra pueden ser víctimas injustas de su vecindario violento, la vida demasiado cerca de una estrella que se convierte en supernova puede caer presa de haber nacido en el lugar equivocado en el momento equivocado.

¿Cuál es una distancia segura de una explosión de supernova? Mucho depende de la violencia de la explosión en particular, qué tipo de supernova es (ver La Evolución de los Sistemas Estelares Binarios) y qué nivel de destrucción estamos dispuestos a aceptar. Los cálculos sugieren que una supernova a menos de 50 años luz de nosotros ciertamente acabaría con toda la vida en la Tierra, y que incluso una a 100 años luz de distancia tendría consecuencias drásticas para los niveles de radiación aquí. Una extinción menor de criaturas marinas hace unos 2 millones de años en la Tierra puede haber sido causada por una supernova a una distancia de unos 120 años luz.

La buena noticia es que en la actualidad no hay estrellas masivas que prometan convertirse en supernovas a menos de 50 años luz del Sol. (Esto se debe en parte a que los tipos de estrellas masivas que se convierten en supernovas son bastante raros en general. La estrella masiva más cercana a nosotros, Spica (en la constelación de Virgo), está a unos 260 años luz de distancia, probablemente a una distancia segura, incluso si explotara como supernova en un futuro cercano.

Glosario

estrella de neutrones: un objeto compacto de densidad extremadamente alta compuesto casi en su totalidad de neutrones

supernova de tipo II: una explosión estelar producida en el punto final de la evolución de estrellas cuya masa excede aproximadamente 10 veces la masa del Sol Estrellas en los rangos de masa 0.25–8 y 8-10 puede producir más tarde un tipo de supernova diferente de la que hemos discutido hasta ahora. Estos se discuten en La Evolución de los Sistemas Estelares Binarios. ↵