Supernovas de Estrellas Masivas – Una explicación sencilla

En un Post anterior hablamos de la vida y muerte de las estrellas y nos quedamos en el punto en el que una Estrella tras convertirse en una Gigante roja, se consumía hasta una Enana Blanca.

Pero, ¿qué ocurre cuando el residuo de la Gigante roja tiene una masa muy alta?

En 1932, el astrofísico americano de origen indio S. Chandrasekhar dio a conocer un admirable teorema, mediante el  que demostraba que la masa de ninguna enana blanca puede ser más de 1.4 veces la masa del Sol.  Una estrella de mayor masa que tendiera a convertirse en enana blanca no podría contrarrestar su propia fuerza de gravedad y se desmoronaría, transformándose en algo diferente.

Vamos a poner el ejemplo con el “cataclismo” que ocurrió en la Nebulosa del Cangrejo.

La estrella precursora del Cangrejo no perdió suficiente masa para quedar por debajo del punto crítico, por lo que su núcleo no pudo convertirse en enana blanca.

Qué pasó exactamente, no se sabe; pero seguro que fue un cataclismo.  Se piensa que los acontecimientos que llevaron a la explosión como supernova de una masa 20 veces la del Sol se sucedieron como sigue:

Tras haberse quemado en la estrella combustibles nucleares cada vez más pesados, la estrella esta formada por una serie de envolturas concéntricas hechas de diferentes núcleos.  Se trata de una estructura como la de una cebolla, donde las capas más interiores tienen los núcleos más pesados. En el centro de la estrella hay un núcleo de hierro y níquel de 1,5 masas solares, envuelto por una delgada capa de silicio y sulfuro.  Encima de ésta, hay otra capa delgada, ésta de neón y magnesio, a la que siguen 3 masas solares de carbono, oxígeno y neón, y luego 3 masas solares de helio.  Las 12 masas solares restantes, pertenecientes a la parte exterior de la estrella, son de hidrógeno.  En las fronteras entre las diversas zonas hay combustión nuclear, pero llega un momento en que el combustible se agota y el núcleo de la estrella se desmorona al vencer finalmente la gravedad a la cada vez más débil presión del interior.

La concentración del núcleo es tal que la densidad de éste sobrepasa incluso la densidad de una enana blanca.  De hecho se convierte en una Estrella de neutrones, dado que los electrones del núcleo de hierro y níquel son forzados a unirse con los protones presentes en los núcleos de esos dos elementos.  Y como la carga eléctrica negativa de los electrones y la carga positiva de los protones se anulan  mutuamente, quedan partículas eléctricamente neutras, llamadas  neutrones.

Si el producto final de una estrella de 20 masa solares es una estrella de neutrones de masa solar y media, y si asciende a 5 masas lo perdido por la precursora en la etapa de gigante roja, entonces habrá que contar todavía con 10 masas solares de las partes externas de la estrella: es la materia de la explosión de la supernova.

El flujo de esa materia al exterior, a unos 15.000 km/s, hace que el área de la superficie de la “ estrella ” crezca rápidamente.  La luz de una estrella es más brillante cuanto más alta sea su temperatura y mayor el área de su superficie, y el rápido crecimiento de esta última es la causa de la iluminación repentina que percibimos como explosión de supernova.

A tal velocidad de flujo, la estrella crece de forma que en un solo día se hace del tamaño del sistema solar (el diámetro de la órbita de Júpiter), y su área de superficie llega a ser más de un millón de veces la del Sol,  Durante aproximadamente una semana, el aumento del área de superficie surge proporcionando brillo a la estrella, pero al mismo tiempo ésta empieza a enfriarse a causa de su expansión. Hay un momento en que el crecimiento del área de superficie y el enfriamiento se compensan, por lo cual la supernova permanece en su máximo brillo; pero luego acaba predominando el enfriamiento y empieza a perder luminosidad.

Esta es la pregunta aún por contestar:  ¿cómo llega a convertirse el desmoronamiento gravitatorio del núcleo en la explosión cuyos impresionantes resultados vemos nosotros?

Las partes externas de la estrella se entregan a una caída libre cuando el núcleo se contrae hasta formar una estrella de neutrones. Todo el soporte de la estrella desaparece virtualmente en un instante, puesto que su núcleo interior se  derrumba en  algo así como  una milésima  de segundo.

¿ Por medio de qué mecanismo se invierte el sentido de la caída? ¿ Qué es lo que genera el núcleo, que lanza hacia arriba las capas que se desmoronan?

La respuesta a este punto lo dejamos para la segunda parte de este Post.

Los “famosos” neutrinos tienen mucho que ver….