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.
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