Eduardo Rubio*Ventana al cielo
Cuando una estrella masiva comienza a agotar su combustible nuclear, las reacciones que ocurren en su interior toman energía del interior de la estrella y forman una gran cantidad de átomos pesados (para los astrónomos un elemento “pesado” es cualquier elemento con más peso que el hidrógeno).
Seguir leyendo...
Estas reacciones ocurren cuando existe una abundancia de silicio suficiente en el interior del núcleo de la estrella, y permiten la generación de elementos como el níquel, que luego decae a hierro. Esto ocurre al final de la vida de una estrella masiva, es decir, una estrella con más de 5 veces la masa del Sol. Durante la mayor parte de su evolución las estrellas de este tipo utilizan hidrógeno como combustible principal.
Unos 10 millones de años luego de haberse formado, pasará otro millón de años para que la estrella consuma la gran mayoría del helio en su núcleo, y en unos pocos miles de años, la estrella utilizará elementos como el carbono, el neón y el oxígeno como fuentes principales de combustible nuclear. Finalmente, una semana antes de su muerte, la estrella utilizará el silicio como fuente principal de combustible. Bastarán 5 días para quemar este elemento.
Los residuos consistentes de núcleos de hierro principalmente, se acumularán en el núcleo, lentamente, hasta alcanzar una masa límite en la que el núcleo estelar se derrumbará sobre sí mismo, en lo que los astrónomos llaman colapso gravitatorio.
Subrahmanyan Chandrasekhar fue el primer astrofísico en realizar cálculos en esta línea de investigación y fue él quien encontró en la década de 1930 el límite que lleva su nombre, el cual establece la masa mínima que el núcleo de la estrella debe tener para que el colapso gravitacional exista. En el caso de estrellas gigantes es de varias masas solares.
El colapso no es más que la caída libre del núcleo sobre sí mismo. Imagine la lucha de dos fuerzas, la gravedad que quiere juntar todo hacia el centro, y la radiación (el calor del interior del núcleo), que empuja todo desde el centro hacia afuera. Si suprimimos por un instante la radiación, el núcleo se colapsa, se cae hacia el centro de la estrella y es eso precisamente lo que se llama colapso gravitatorio.
Durante esta fase, que dura pocas fracciones de segundo, la materia en la superficie del núcleo puede alcanzar la increíble velocidad de ¡50 mil km/s! A esta velocidad, el material del núcleo es comprimido de manera tal que empieza a producir radiación capaz de destruir átomos. Grandes cantidades de rayos gamma son liberados y también grandes cantidades de partículas muy livianas, pero capaces de transportar gran cantidad de energía: los neutrinos. La energía que libera una supernova al espacio es del orden de un uno seguido de 52 ceros, y estas partículas transportan alrededor del 90% de ésta; el restante 10% es emitido en forma de luz visible.
Justo antes del colapso, también se produce un destello de radiación ultravioleta. Cuando el núcleo empieza a colapsar, la atmósfera de la estrella es arrojada violentamente hacia el espacio exterior a una velocidad de unos 10 mil km/s. El material, al chocar con el medio interestelar, se calienta, produciendo esta radiación.
Dependiendo de la masa inicial de la estrella que colapsa, el núcleo que queda puede formar objetos fascinantes y misteriosos como un agujero negro o una estrella de neutrones. La última supernova visible ocurrió en 1987 en la Gran Nube de Magallanes. Neutrinos de dicha supernova fueron detectados y mucha investigación se ha hecho en este objeto. Otro ejemplo de una explosión pasada es la nebulosa del Cangrejo, en la constelación de Tauro, un remanente de una supernova que ocurrió en 1054.
*Eduardo Rubio Herrera (Guatemala, 1978) es licenciado en Física por la Usac; y cursa un doctorado en Astrofísica en la Universidad de Ámsterdam.
0 comentarios:
Publicar un comentario