La estrella Sanduleak (SK-69 202) fue un astro habitante de las afueras de la nebulosa 30 Doradus, en la Gran Nube de Magallanes que explotó hace aproximadamente 160 mil años en forma de una violenta supernova. Esta es la famosa supernova 1987A cuya luz llegó a la Tierra allá por el año 1987, el día 23 de febrero. Esta estrella fue una supergigante azul de 20 masas solares clasificada como variable luminosa azul o variable S Doradus. Este tipo de estrellas variables son características por su gran brillo y por expulsar gran cantidad de materia en episodios violentos a lo largo de su existencia.
Debido a su enorme masa, esta estrella estaba condenada a agotar su combustible nuclear muy pronto debido a su gran cantidad de masa. El gasto energético de una estrella de 20 masas solares proviene de la fusión de aproximadamente veinte mil millones de toneladas de hidrógeno por segundo (si lo comparamos con nuestro Sol, éste fusiona unas 640 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, de las cuales se transforman en energía pura unas 5 millones de toneladas de materia). De manera que la estrella Sanduleak fusionaba a un ritmo de unas 30 veces mayor que el Sol. Este tipo de estrellas tienen vidas cortas, de aproximadamente 10 a 15 millones de años. Pasado ese período agotan sus reservas de hidrógeno y colapsan. Desde este punto de vista, la estrella que dio origen a la SN 1987 A era sólo un “bebé” estelar.
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Estrellas recién nacidas en el super star cluster Westerlund 1
(eso1034). Crédito: ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright [Public domain]
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De todas maneras, el espectro de la SK -60 202 no indicaba nada especial, al menos no en las capas superiores de la estrella. Pero se supone que antes de explosionar en forma de una violenta supernova, los cambios significativos en las capas interiores fueron determinantes.
Formándose una zona relativamente pequeña en comparación al resto de la estrella donde se desencadenó todo. Se supone que al momento de explotar su masa había descendido a 15 veces la del Sol debido a la gran intensidad de su viento estelar.
Mientras continúa la estrella teniendo combustible en su núcleo (hidrógeno), el proceso de fusión nuclear crea la suficiente presión de radiación como para sostener toda la masa estelar en equilibrio. Pero cuando esas reservas se terminan, el peso generado por la gravedad hace que la estrella comience a colapsar debido a que el equilibrio se rompe, ya no hay más presión de radiación que haga que la estrella se sostenga.
Generalizando, todas las estrellas, cualquiera sea su masa, se quedan finalmente sin combustible nuclear. Sin embargo, en primera instancia el resultado no es catastrófico, pues las estrellas se adaptan encontrando nuevas maneras de estabilidad. Cuando llega el momento de abandonar la secuencia principal, debido a que en el núcleo las reservas de hidrógeno se han agotado, y el elemento predominante es el helio, la gravitación comienza a imponerse y la estrella entra en contracción. El peso de las capas superiores comprime el centro de tal manera que las temperaturas internas ascienden a valores muy superiores de los que tenía cuando transitaba la secuencia principal. La temperatura del manto de hidrógeno que recubre al núcleo de helio crece hasta alcanzar los 10 millones de grados, haciendo que dicho hidrógeno comience a fusionar para formar más helio. La estrella vuelve a estabilizarse con esta fusión salvadora y agrega más helio al núcleo.
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Remanente de la SN 1987 A en las afueras de la nebulosa 30 Doradus
By First image: Dr. Christopher Burrows, ESA/STScI and NASA;
Second image: Hubble Heritage team. [Public domain]
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De esta manera, las capas exteriores de la estrella se expanden hasta alcanzar proporciones enormes y se convierten en gigantes o supergigantes rojas. La temperatura de sus superficies desciende al expandirse y emite principalmente en la parte roja del espectro.
La mayor parte de la existencia de una estrella se da en la serie principal y una muy pequeña fracción en la etapa de gigante o supergigante roja. Mientras se fusiona más hidrógeno en la capa que rodea al núcleo, éste se calienta hasta alcanzar temperaturas del orden de los 100 millones de grados permitiendo que el helio se fusione para formar carbono. (proceso triple alfa).
Los elementos más pesados se fusionan en las regiones más internas de la estrella, y los más livianos en las externas. Cuando la combustión del helio en el núcleo está ocurriendo, la cual se denomina flash del helio dado su efímero tiempo de duración, la temperatura ha crecido lo suficiente como para permitir que átomos de carbono se fusionen originando oxígeno. Y paralelamente la combustión del helio continúa y la del hidrógeno que lo recubre también, en una capa mayor que rodea a todas las demás. En estas etapas avanzadas en la vida estelar la superficie puede calentarse lo suficiente como para que ya no se vea roja, sino amarilla o incluso azul. Esto es lo que puede haber sucedido con la estrella Sanduleak, por eso al momento de explotar era una supergigante azul (hay otras teorías que suponen que lo que ocurrió en la SN 1987 A fue la fusión de dos estrellas).
Finalmente, elementos cada vez más masivos se forman en el interior la estrella: neón, magnesio, silicio, hierro. Mientras que los elementos más livianos siguen fusionándose en las capas exteriores. La estructura en este momento de la evolución estelar asemeja a la de una cebolla, con elementos pesados en las capas internas y livianos en las externas.
Aunque hay que aclarar que no todas las estrellas llegarán a fusionar elementos pesados, todo dependerá de la masa con que lleguen al final de la secuencia principal. La gran mayoría de las estrellas (incluido el Sol), no tienen la masa suficiente para llegar a formar oxígeno en su núcleo. Llegarán a la etapa de gigante roja, quemarán helio para formar carbono, y luego, incapaces de lograr temperaturas mayores, se desestabilizarán por gravedad y se contraerán hasta el estado degenerado de enana blanca.
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| Diagrama de Hertzsprung-Russel. Crédito: ESO. |
Para estrellas más masivas, quizás unas 20 masas solares, la fusión continúa hasta llegar a formar un denso núcleo de hierro-56. Aquí se termina todo, pues la estrella es incapaz de obtener energía de fusión del hierro, no puede ir más allá. Se quedan sin presión de sustentación cuando el núcleo se llena de hierro, mientras de las capas superiores siguen los procesos de fusión de elementos más livianos aportando más hierro al núcleo. El núcleo de la estrella sucumbe bajo su propio peso, se fragmenta y el resultado es catastrófico.
A continuación se detallan algunos de estos pasos al final de la vida de una estrella. Los colores son meramente descriptivos y los tiempos completamente aproximados. Igualmente, los gráficos no están a escala pues son sólo descriptivos. No siempre ocurre así ni ocurrirá así, son sólo valores aproximados y relativamente particulares intentando, sin embargo, no hacer pérdida de generalidad. Como todos sabemos, los fenómenos caóticos dominan el Universo a gran escala, de manera que pequeños cambios en las condiciones iniciales pueden desencadenar cambios impredecibles en las condiciones finales. Así y todo, ahí van las láminas:
La salida de la secuencia principal
Al fusionarse casi todo el hidrógeno en el núcleo para generar helio, luego de una vida estelar de aproximadamente 10 millones de años, la estrella abandona la secuencia principal. Las reacciones nucleares en el núcleo se interrumpen momentáneamente y la estrella comienza a colapsar. Las capas exteriores presionan por gravedad haciendo que un fino manto de hidrógeno alrededor del núcleo (que contiene casi todo helio) se fusione.
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| Salida de la secuencia principal de una estrella 20 veces más masiva que el Sol |
El aporte de más helio al núcleo y la presión hace que éste alcance temperaturas del orden de los 100 millones de grados o más, con lo que el helio nuclear también comienza a fusionar para formar carbono. Esta repentina presión de radiación hace que la estrella se estabilice y se hinche convirtiéndose en supergigante roja. Este color rojo se debe a que las capas exteriores se enfrían significativamente. El viento estelar comienza a llevarse gran cantidad de masa de esta superficie enrarecida.
Un millón de años antes del colapso final
Todas las reacciones nucleares de estabilización ocurren ahora en el núcleo. Las fusiones de las capas exteriores sólo aportan más material al núcleo. Mientras dura la fusión del helio, el núcleo eleva su temperatura superando los 170 millones de grados y comienzan una serie de reacciones nucleares paralelas. Los átomos de carbono-12 se fusionan para formar principalmente oxígeno-16, aunque también se pueden formar núcleos de magnesio-24, sodio-23 o neón-20. Cada una de estas fusiones aporta energía y productos tales como helio-4, protones o neutrones.
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| Generación de carbono por el proceso triple alfa. |
Mil años antes del colapso final
Cuando las reservas nucleares de helio se agotan, la presión cae bruscamente y la estrella se comienza nuevamente a contraer. A partir de aquí, los períodos de fusión y contracción se aceleran a medida que el final se acerca. El núcleo comienza una serie de “latidos”.
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| Aproximadamente mil años antes de la supernova. |
Cuando en uno de esos colapsos la temperatura alcanza los 700 millones de grados, las reacciones de fusión predominantes son las de formación de neón y magnesio a partir del oxígeno y del carbono. Aunque ya se comienzan a generar también núcleos de fósforo-31, isótopos del azufre y silicio-31. Paralelamente las regiones externas siguen fusionando y aportando material. La más externa continúa con la fusión del hidrógeno para producir helio.
Diez años antes del final
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| Creación por fusión de magnesio principalmente |
En este momento, la temperatura en el núcleo a superado los 1500 millones de años en una de las contracciones, con lo que los núcleos predominantes productos de la fusión son el magnesio y el oxígeno. Esto no significa que en el núcleo haya sólo esos dos elementos, sino que son los que predominan, pues de las capas superiores siguen llegando núcleos de helio y carbono y además siguen habiendo proporciones de los otros elementos mencionados más arriba.
Un año antes del colapso final
Cuando la temperatura asciende a los 2 mil millones de grados, los átomos de oxígeno fusionan principalmente para crear silicio y ya se comienzan a crear pequeñas cantidades de hierro-56.
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| Un año antes del estallido de la supernova |
Algunos días antes del final
La presión por gravedad hace que la temperatura del núcleo supere los 3 mil millones de grados fusionando el silicio y el azufre en hierro.
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| Formación de un núcleo de hierro |
El núcleo se colapsa pero ya no puede obtener más energía por fusión. Las capas exteriores siguen aportando material, aunque ahora la capa inmediata superior aporta hierro. El núcleo en este momento está aproximadamente en el límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares)
Décimas de segundo antes del final
Como la estrella ya no genera presión por radiación desde el núcleo de hierro, éste se comprime a una velocidad altísima. Cae sobre sí mismo a aproximadamente 70 mil kilómetros por segundo (un 25 % de la velocidad de la luz). La enorme presión hace que la temperatura alcance los 100 mil millones de grados en el núcleo, que se ha contraído hasta tener un tamaño aproximado al de la Tierra y superar la masa del Sol. Ahora ya no hay átomos de hierro en el núcleo, sino partículas subatómicas apretujadas entre sí. Entonces se produce la formación de neutrones a partir de protones y de electrones y un chorro de neutrinos denominados “de neutronización”, abandona la estrella llevándose gran cantidad de energía.
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| Colapso final del núcleo |
En este estado, la materia nuclear no puede comprimirse más. Todo lo que caiga sobre este núcleo rebotará como si se golpeara a un yunque con un martillo. En este momento se podría decir que se produce el estallido final o el último colapso.
Milésimas de segundos después del estallido
El retroceso del núcleo genera una onda de choque que atraviesa las capas interiores, fusionando a su paso y creando los demás elementos de la tabla periódica, incluyendo isótopos radiactivos.
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| Generación de onda de choque y estrella de neutrones. |
Segundos después del estallido
Los neutrinos térmicos se siguen generando y se llevan el 99,5 % de la energía de la explosión. Fluyen hacia el exterior de la estrella a casi la velocidad de la luz. En el núcleo sólo queda una esfera de neutrones que ya no se colapsará si su masa está por debajo del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff de 3 masas solares.
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| Segundos después de generada la onda de choque |
Si se supera este límite, el colapso puede ser inevitable hacia un agujero negro (hay que ver dónde encajan aquí las teorías que postulan la formación de una estrella de Planck).
Horas después de la explosión
Cuando las ondas de choque irrumpen en la superficie de la estrella, los neutrinos ya la han abandonado. Incluso los para ellos se les puede dificultar un poco atravesar las densas capas de la estrella y una fracción de los neutrinos térmicos produce un rozamiento que contribuye, conjuntamente con la onda de choque, a arrojar las capas exteriores de la estrella muy lejos y a enormes velocidades.
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| Supernova |
Es aquí donde la supernova asciende en su curva de luz hacia el máximo. Todos los elementos recién creados se esparcen con esa nube en expansión que será visible por miles de años luego de la explosión en forma de nebulosa. Las ondas de choque se harán más débiles a medida que se alejan pero eventualmente comprimirán la materia interestelar a años luz de distancia, creando nuevos siclos estelares.
para Ciencia Historia ©
Los gráficos fueron realizados en Blender 2.69
Fuentes:
Stars as thermonuclear reactors: their fuels and ashes: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0405568
Laurence A. Marschall: "The Supernova Story"
David DeVorkin y otros: "Viaje a través del Universo"
4 comentarios:
Muy pedagógica la exposición. Gracias.
Muchas gracias Walter. ¡Saludos!
¡Muy interesante Mariano¡ Saludos y comparto
Gracias Víctor. ¡Un saludo!
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