Cómo explota una supernova

Cuando una estrella muy masiva llega al final de sus días, muere a lo grande, con una terrible explosión que la convierte en la estrella más brillante de la galaxia. Esto es lo que le sucede.

En 2011 el telescopio espacial Kepler registró el estallido de una supergigante roja. En el momento de máximo brillo llegó a ser mil millones de veces más luminosa, esto es, más brillante que todas las estrellas de la Galaxia juntas, como 100.000 millones de estrellas.

¿Qué es lo que lleva a morir de esta forma tan catastrófica? Para entenderlo debemos tener en cuenta que la vida de una estrella es una lucha continua contra su propia gravedad, que tiende a concentrar toda la masa en el centro. La única forma de impedirlo es usar la energía liberada por el horno nuclear central. ¿Pero qué sucede cuando agota su combustible? Entonces la gravedad vuelve a actuar y el colapso gravitatorio amenaza su futuro. En el caso del Sol esto sucederá cuando se termine el hidrógeno del núcleo, y ahí acabará la vida nuclear de nuestra estrella. Pero en aquellas que sean mucho más masivas la situación es totalmente diferente: acabado el hidrógeno, el núcleo se contrae lo suficiente para aumentar la temperatura y comenzar la combustión del helio. La fusión del helio en carbono libera menos energía que la de hidrógeno a helio, por lo que la reacción debe ir más deprisa para generar la energía suficiente que mantenga la estructura de la estrella: en un millón de años el helio del núcleo se agota. Cuando el tanque de combustible de helio se acerca a la reserva, el núcleo vuelve a contraerse para aumentar su temperatura hasta que llega a producirse la fusión del carbono y helio en oxígeno.

Una vez agotado todo el helio la estrella debe aumentar la temperatura del núcleo hasta los 600 millones de grados: entonces se forma, además del oxígeno, una panoplia de otros elementos como el sodio, magnesio... Esta reacción libera la mitad de la energía del helio, luego la estrella solo la puede mantener durante 100.000 años. A continuación le toca el turno al oxígeno, que produce silicio y azufre, en una serie de reacciones que duran tan solo 10.000 años. Esto va a ser una constante en lo que queda de vida a la estrella: la reacción nuclear siguiente va a producir menos energía, en torno a la décima parte de la anterior. A medida que se va cerrando una vía y abriendo la siguiente la estrella va adquiriendo la característica estructura de capas de cebolla: un núcleo denso formado de átomos pesados recubierto por capas sucesivas de oxígeno, carbono, helio e hidrógeno.

En el momento en que comienza la fusión del silicio para producir hierro la suerte de la estrella está echada. Este viaje de un solo día termina con una espectacular explosión que nuestra galaxia presencia cada 50 años: la supernova.

A medida que termina la combustión del silicio el núcleo empieza a contraerse y sube su temperatura por encima de los 5.000 millones de grados. La energía liberada es tan intensa que la estrella empieza a deshacer el trabajo que ha ido realizando durante toda su vida, pues los fotones generados son tan energéticos que rompen los núcleos de hierro en helio, un proceso que además roba energía a la estrella. Para poder mantener su estructura y no colapsar, el núcleo empieza a comprimirse, cada vez más deprisa, aumentando su densidad. Cuando llega a las 10.000 toneladas por centímetro cúbico los electrones alcanzan la energía suficiente para convertir los protones en neutrones, robando más energía a la estrella. Por si no fuera poco este proceso libera neutrinos, que escapan torrencialmente de la estrella. La pérdida de energía es rápida e inexorable y la gravedad va haciendo su trabajo, colapsando cada vez más rápidamente el núcleo de la estrella, lo que aumenta la densidad y dispara la creación de neutrones. Para hacernos una idea de esta huida hacia adelante imaginemos la Tierra comprimiéndose al tamaño de Madrid o Barcelona en menos de un segundo.

¿No hay nada que detenga esta contracción? Cuando la densidad llega a unos inimaginables 100 millones de toneladas por centímetro cúbico todos los núcleos atómicos se rompen y lo que queda es una sopa de sopa de neutrones y otras partículas subatómicas que tienen nombres tan singulares como el de piones. El núcleo la estrella, que colapsaría por acción de la gravedad, se soporta debido a la presión de degeneración. El peso de la estrella, que tiende a concentrar toda la masa en el centro, no vence porque dos partículas de materia no pueden estar en el mismo sitio al mismo tiempo. Y el colapso se detiene.

Pero esto no ocurre en todo el interior de la estrella. La parte más densa del núcleo, la central, se hunde en menos de un segundo. Mientras, la zona exterior, que todavía contiene una buena cantidad de hierro, se queda sin nada que la sustente y se desploma a una velocidad de 60.000 km/s, un 20% la velocidad de la luz. Pero de pronto el desplome se detiene; la materia en caída libre choca contra un muro cien mil millones de veces más duro que el ladrillo, el centro degenerado de neutrones, y se produce un rebote: la materia sale disparada hacia afuera al tiempo que se genera una onda de choque que viaja a 10.000 km/s y atraviesa la materia en su caída. En condiciones normales a esa velocidad la onda llegaría a la superficie de la estrella en 30 minutos pero la materia del núcleo que se está derrumbando prácticamente la detiene. Los neutrinos que se van creando a una temperatura de 5.000 millones de grados se acumulan sin poder escapar debido a la altísima densidad que alcanza la materia, interactuando con los neutrones y volviéndolos a convertir en protones. La situación es tal que esos neutrinos, que durante la vida de la estrella se mueven hacia el exterior como si no hubiera materia en su camino, tardan en salir 10 segundos, lo que significa un millón de veces más tiempo.

Mientras esto sucede en el núcleo, el resto de la envoltura de la estrella no se entera de lo que sucede debajo ni que debe derrumbarse. Su situación es como el Coyote en los dibujos del Correcaminos: no sabe que ha terminado en un precipicio y debe caer. Aunque en verdad nunca lo hará. A medida que viaja hacia el exterior la onda de choque aumenta su velocidad pues la materia con la que se va encontrando tiene una densidad menor. En cuestión de minutos alcanza la superficie, lanzando la materia a miles de kilómetros por segundo y provocando un brillo tal que la estrella emite, en unas pocas semanas, tanta energía como el Sol en sus últimos 4.500 millones de años de existencia. Y la estrella explota.

Una supernova explotando
Una supernova explotando

Pero este proceso conlleva algo más que destrucción. En la región situada detrás de la onda de choque, rica en elementos pesados y en neutrones, se crean en pocos segundos todos los átomos por encima del hierro en la tabla periódica, como el oro, la plata, el platino, el uranio o el americio de nuestros detectores de humo.

Pero no todo termina aquí. La materia procedente de la estrella choca contra el medio interestelar circundante, calentándolo a una temperatura del millón de grados, mientras continúa una expansión que durará miles de años, hasta que 100.000 años más tarde los restos de lo que antaño fuera una estrella gigante se disolverán completamente en el medio interestelar. Ahora bien, el material de la estrella expulsado al frío del espacio formará nubes de gas en las que, con suerte, millones de años después aparecerán nuevas estrellas: este fue el origen de nuestro Sistema Solar.

Miguel Ángel Sabadell

Miguel Ángel Sabadell

Me licencié en astrofísica pero ahora me dedico a contar cuentos. Eso sí, he sustituido los dragones y caballeros por microorganismos, estrellas y científicos de bata blanca.

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