viernes, 28 de septiembre de 2012

De gigantes rojas y supernovas


El tema que hoy vamos a tratar es el de la última etapa de la evolución de estrellas masivas, las súpergigantes rojas y las supernovas. El primero de los dos fenómenos no tiene como resultado un final violento ni espontáneo, es más bien un proceso de decadencia que siguen muchas estrellas hasta morir, otorgándoles sin embargo unas características peculiares. La supernova por el contrario se encuentra entre los eventos más altamente energéticos que existen en el universo conocido. Ambos estadios estelares son provocados por la misma causa, el agotamiento del hidrógeno y el helio en el núcleo de las estrellas, lo que diferencia el camino a seguir por el astro  es su masa.

Todas las estrellas se mantienen estables gracias al balance de fuerzas entre la gravedad que ellas mismas generan y el calor de las reacciones termonucleares de fusión que suceden en el núcleo. El proceso llevado a cabo en el centro de los astros se llama nucleogénesis y consiste en crear nuevos elementos más pesados a partir de la fusión de elementos ligeros como el hidrógeno y el helio. Al principio los átomos de hidrógeno se fusionan en el centro de la estrella debido a las altas temperaturas que los hacen chocar entre sí produciendo helio. Entre proceso continúa hasta que el hidrógeno se agota y la estrella debe pasar a fusionar su helio en elementos más pesados como el oxígeno o hierro. Cada vez que la estrella se ve obligada a cambiar de combustible en la escala de elementos para poder sobrevivir, debe aumentar su temperatura mediante un proceso casi automático. Si la energía que genera es menor, la gravedad tiende a contraer el núcleo de la estrella aumentando su temperatura y haciendo posible que pueda fusionar elementos más pesados y poder así mantener el equilibrio de nuevo. Cada nueva fase de fusión ira aportando paulatinamente menos energía al astro, ya que las reacciones nucleares más eficaces son las de primera fase. Como consecuencia del proceso de nucleogénesis, el núcleo quedará formado en su mayoría por hierro, mientras que sobre este se irán acumulando diferentes estratos de elementos menos pesados y cada vez menos densos como el carbono y el oxígeno, hasta llegar a las capas más sueltas de la superficie donde quedan unos pocos residuos de hidrógeno. El no poder convertir más elementos provoca que la siempre activa gravedad vuelva a comprimir el núcleo de hierro con más ímpetu, sólo que llegado a este punto el calor liberado por dicha contracción es tal que las capas menos densas que cubren el núcleo se van separando de este al ser expulsadas hacia fuera por la energía del colapso. El resultado es que el volumen de la estrella aumenta hasta límites que pueden superar 100 veces su radio original. Tomando como ejemplo nuestro Sol, este vería su tamaño aumentado hasta ocupar el lugar que ahora mismo ostenta La Tierra. Aún así existen estrellas con un volumen mucho mayor, que harían palidecer al astro rey comparado con ellas, como es el caso de VY Canis Majoris. Con el paso del tiempo las capas exteriores acaban desprendiéndose del núcleo dejándolo desnudo en el espacio en forma de enana blanca.

El caso de las supernovas es bien distinto. Una supernova es la manera en que las estrellas más masivas acaban su vida, se trata de una violenta explosión estelar que destruye el astro y deja como remanente su núcleo. Las candidatas a supernovas deben poseer una masa 50 veces superior a la del Sol. Esto cambia radicalmente el proceso de agotamiento de  elementos del astro. Cuanto más masiva es una estrella más energía necesita para mantenerse en equilibrio y no sucumbir a la gravedad, por eso el gasto energético es mucho mayor y su vida más corta. Los procesos explicados para las gigantes rojas son aplicables a las estrellas a punto de explotar, la única diferencia radica en que se producen a un ritmo más acelerado. Cuando el cuerpo celeste ya no tiene más combustible, la contracción que sufre su núcleo a causa de su potente gravedad se produce de manera tan súbita y violenta que libera mucha energía al mismo tiempo, causando que todo su material salga disparado en todas direcciones. Es una reacción nuclear sin control que acaba desgarrando la estrella en un instante. El material expulsado viaja aproximadamente a 30.000 km/s y alcanza una temperatura de 500.000 grados. Junto con el plasma eyectado viajan grandes cantidades de radiación en forma de rayos gamma y rayos cósmicos, resultado del material sobrecalentado que viajan cerca de 70 años luz antes de disiparse y dejar de ser una amenaza para cualquier forma de vida.

Tras la muerte de la estrella lo que queda es una nebulosa planetaria de varios años luz de diámetro que contiene los materiales que el cuerpo celeste ha sintetizado a lo largo de su vida y que servirán para crear una nueva generación de estrellas y planetas.

No hay comentarios:

Publicar un comentario