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Supernovas de Estrellas Masivas (Parte II) – Una explicación sencilla

Nos quedamos en el Post anterior haciéndonos la siguiente pregunta cuando una Estrella empieza a desmoronarse sobre sí misma:

¿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?

En ciencia, la mayoría de las cosas que conocemos se han descubierto; no obstante, es posible decir que algunas cosas se han inventado realmente, en el sentido de que un científico teórico vio que lógicamente tenían que existir aunque no hubieran sido descubiertas.  Esto es lo que ocurrió con el neutrino, inventado por Wolfang Pauli en 1930.

La historia del neutrino es además un buen ejemplo del modo en que la acción de las partículas submicroscópicas, unitariamente casi indetectables, puede tener devastadores efectos a gran escala.  Pensemos que, al parecer, los neutrinos realmente pueden dar lugar a una Supernova.

Pauli tuvo que inventar el neutrino por una ley fundamental de la ciencia: la energía puede cambiar de una forma a otra, pero nunca se crea o se elimina.  A  los científicos atómicos de los años veinte les preocupaba ver que esta ley aparentemente no se cumplía en cierta clase de transformación nuclear llamada desintegración beta, que es, esencialmente, la manera espontánea de descomponerse un neutrón para formar un protón y un electrón.

La carga de los protones es positiva y la de los electrones negativa, mientras que los neutrones no tienen carga alguna, y el neutrón que sufre la desintegración beta también carece de carga eléctrica neta, puesto que las del protón y el electrón se anulan mutuamente.

Resultaba, pues, que la carga eléctrica no se creaba o eliminaba en la desintegración beta: en la jerga de los científicos nucleares, se conservaba.  Pero, si la carga se conservaba, quedaba el problema de que la energía total del neutrón solo era mayor que la que sumaban las dos partes resultantes de la desintegración beta.  Luego no se conservaba la energía, sino que, por lo visto, había  una eliminación de ella.

 Para obviar esta dificultad, Pauli inventó una partícula que, aunque no tuviera carga, pudiera volver a igualar la ecuación de energía.  Una pequeña fracción de la energía en la desintegración beta, afirmó, se la llevaba esa partícula supuesta que nadie había detectado nunca.  Como era a veces realmente muy pequeña la cantidad de energía que faltaba, el neutrino debía tener una masa mínima también:  ¡incluso cero!  Pauli se daba cuenta de que estaba peligrosamente cerca de la sofistería.  Pensaba que nunca nadie podría detectar jamás el neutrino, y así se lo dijo al astrónomo Walter Baade:

    “Hoy he hecho lo peor que puede hacer un físico teórico: he inventado algo que nunca se podrá detectar experimentalmente.”

 Al principio, Pauli llamó a sus partículas neutrones, pero eran diferentes de los que hoy conocemos con ese nombre, los cuales no fueron descubiertos realmente hasta 1932.

Con exasperación y gestos que la reflejaban, Enrico Fermi explicaba la diferencia a un frío auditorio de científicos, en una conferencia dictada en 1933:

    “Los neutrones que ha descubierto Chadwick son grandes, los de Pauli eran pequeños.  Estos tendrían que ser llamados neutrinos.”

 Fermi calculó que las probabilidades de que un neutrino reaccionara con algo eran muy pocas.  Si un neutrino viaja a la velocidad de la luz por un bloque de materia de 3.000 años luz de espesor y con la densidad del agua, sólo tendrá un cincuenta por ciento de probabilidades de reaccionar con un protón.

Pero ocurre que salen grandes cantidades de neutrinos de los rectores nucleares: cerca de éstos pasan 10 billones de neutrinos por centímetro cuadrado.  Y aunque cada uno de ellos tiene sólo una mínima probabilidad de ser detectado  en experimentos, de hecho algunos pocos lo son, dada la inmensidad de su numero.

Pauli era demasiado pesimista: sí que se ha confirmado la existencia de los neutrinos.

Detector de Neutrinos

Son vastos reactores nucleares las estrellas como el Sol, el cual crea en su centro cantidades ingentes de neutrinos cada segundo.  Como el radio solar es sólo de 2 segundos-luz, casi todos los neutrinos que se originan en el Sol, salen sin más disparados a través de la superficie y se dispersan por el espacio.  A la Tierra, llegan según se ha calculado, a razón de 65.000 millones de ellos por centímetro cuadrado y segundo:  un número considerablemente menor de los que puede producir un reactor nuclear terrestre, pero aún suficiente para que se den unas pocas interacciones detectables.

Y ahora que ya entendemos bien a los neutrinos, pasaremos en la tercera y última parte al hito final, la explosión de una Supernova.

Vida y Muerte de las Estrellas – Una explicación sencilla

 “Las  estrellas son como el sarampión: llega un momento en que acaban.”

Samuel Hoffstein

La teoría moderna de la evolución estelar viene a decirnos lo siguiente:  por todas partes de la Galaxia hay nubes de hidrógeno interestelar; masas de gas vagas, tenues, llamadas nebulosas.

Por razones no del todo claras se forman partes especialmente densa en la nebulosa, las cuales ejercen una mutua atracción gravitatoria lo bastante fuerte para hacerlas unirse en “apelotonamientos” cada vez mayores, conocidos como protoestrellas porque se trata  de  estrellas en formación.  La gravedad es la fuerza aglutinadora de tales masas, como también esa misma fuerza en la Tierra, tiende a hacer caer todos los objetos sobre la superficie, atrayéndolos inexorablemente hacia dentro.

A medida que el gas de que se compone la protoestrella se comprime mas y más en su búsqueda del centro, va ganando temperatura, lo mismo que el aire suministrado por una bomba de bicicleta se calienta según se va comprimiendo dentro del neumático, como lo demuestra el calor creciente de la válvula al bombear.  Pues bien, es el propio calor lo que detiene la contracción gravitatoria de la estrella, al hacer que aumente la presión en el centro, con lo que fuerza a separarse los átomos de gas, que a su vez impiden el derrumbamiento hacia dentro de las capas exteriores.  La estrella se convierte así en un mecanismo delicadamente equilibrado, y su tendencia a desmoronarse sobre sí misma se compensa con la presión que ejerce el gas interior.

Pero semejante equilibrio sólo se da cuando la temperatura del gas en el centro de la estrella llega ser de muchos millones de grados.  En una estrella cono el Sol, el centro alcanza una temperatura de 15.000.000º C y una densidad aproximada de 160 veces la del agua.  En el 3% del volumen de una estrella como el Sol, correspondiente a la región más interior, es donde se concentran las dos terceras partes de su masa, la temperatura y la densidad llegan a ser tan altas que se producen reacciones nucleares.  En el conjunto de la estrella, los átomos de hidrógeno de que esta hecha se han disgregado, debido a la fuerza de las colisiones que ocurren entre ellos como resultado de la alta temperatura;  el átomo de hidrógeno es tan simple que al disgregarse sólo quedan dos partes: un electrón y un protón, el denso núcleo central.  En el mismo centro de la estrella los protones han sido forzados a apretase tanto unos con otros que hay bastantes probabilidades de que los protones se unan en una nueva disposición.  Con la adición de dos electrones, se forma una partícula alfa, que es la densa parte central, o núcleo, de un átomo de helio.  Al convertirse los  núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio hay una descarga de energía , sobre todo en forma de rayos gamma, los cuales son partículas de luz, o fotones, similares a la luz  pero un millón de veces más energéticos.

Los rayos gamma se dispersan lentamente hacia fuera de la estrella, degradándose de paso y finalmente abandonan la superficie sobre todo como luz  radiación infrarroja.  Es esta luz la que, después de viajar por el espacio, permite que veamos las estrellas.  En realidad, la  luz solar que hoy percibimos es el resultado de los rayos gamma emitidos desde el centro del Sol por obra de las reacciones nucleares, de la que proporciona un vestigio fósil.

La producción de energía que se da en una estrella se puede considerar una brillante demostración de la famosa ecuación de Einstein E= mc2, es decir, masa y energía son equivalentes, y una puede convertirse en la otra si se dan las condiciones adecuadas.  Cada vez que los protones se convierten en núcleo de helio, el 0,7% de la masa de aquellos se transforma en energía radiactiva.  Aunque se trata de una pequeña cantidad, esas conversiones ocurren tan repetidamente que una estrella como el Sol irradia cuatro millones de toneladas de masa cada segundo de su vida.

A tal ritmo de consunción incluso una masa tan grande como la del Sol tiene que menguar apreciablemente en el transcurso del tiempo y disponer de menos hidrógeno para mantener su índice de producción de energía.  Así llega un momento en que la estrella queda desequilibrada, incapaz de ofrecer suficiente resistencia a su propia atracción gravitatoria.  Su centro empieza a contraerse y sus partes exteriores a expandirse, con lo que se produce una estrella gigante roja.

Comparación Gigante Roja vs Sol

En una estrella  como el Sol, esto ocurre a una edad de 10.000 millones de años. (Así que aún nos quedan unos 5.000 millones de años antes de que el Sol crezca hasta la órbita de la Tierra).  Todavía tiene lugar la fusión de los protones de hidrógeno en un núcleo de helio; pero no en el centro sino en una capa que lo rodea.  El centro de la estrella, que ahora se compone principalmente de helio, libera energía primero contrayéndose, pero, al hacerlo (si es lo bastante grande) acaba por alcanzar suficiente densidad y temperatura  para que  se inicie una nueva clase de reacción nuclear. Entonces la estrella se pone a convertir los núcleos de helio en núcleos de carbono mediante lo que se conoce como proceso triple alfa, porque consiste en la unión de tres núcleos de helio, o partículas alfa, para formar un núcleo de carbono.

Esta nueva conversión de energía en el proceso triple alfa detiene la contracción del centro de la estrella, pero solo por algún tiempo.  Dado que el proceso triple alfa es un medio mucho menos eficaz de generar energía que la fusión de hidrógeno en helio, la estrella permanece como gigante roja nada más que durante un período relativamente breve.  Sus regiones centrales  se contraen todavía más y, si la estrella es suficientemente masiva, la contracción hace que  el centro alcance la temperatura necesaria para que se produzcan ulteriores reacciones nucleares.  En ellas, los núcleos de helio se unen sucesivamente a núcleos de carbono para formar otros más pesados, como núcleos de oxígeno, neón, magnesio, silicio y, posiblemente, hasta de hierro.  Cada vez hay menos energía disponible para estas reacciones,  las cuales sólo por poco tiempo son capaces de posponer la contracción final del centro de la estrella hasta alcanzar un estado de alta densidad, que se conoce como el de materia degenerada, cuando la gigante roja se convierte en enana blanca.

Porque la contracción que se ha producido es enorme, también lo es la densidad de la enana blanca, con lo que un bloque de centímetro de lado de esa materia  pesaría una tonelada.  Abandonada a sí misma, la enana blanca se enfría de modo gradual, pasando primero rápidamente, en su incandescencia, del blanco al amarillo y luego, con más lentitud, al rojo.  Y según va haciéndose más roja, pierde luminosidad hasta que al fin desaparece de la vista.  En su ultima etapa, esta estrella es lo que se llama una enana negra.

Nebulosa de la Hélice, con una Enana Blanca en el centro

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, aproximadamente, 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.

Pero, ¿qué pasa si la Masa es superior al límite comentado?

Esto lo dejamos para un posterior Post, sobre Supernovas de Estrellas Masivas 🙂