Archivo de la etiqueta: neutrinos

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….

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

Y vamos con la última parte, que termina las serie de los dos Post anteriores, Parte I y Parte II

El Sol es una débil fuente de neutrinos, en comparación con una supernova.  Incluso antes de formar una estrella de neutrones, la precursora de la Supernova produce neutrinos en abundancia principalmente de dos modos.  En el primero de ellos, la radicación crea materia, y lo hace de una manera maravillosamente simétrica:  para cada clase de partícula tiene su correspondiente de antimateria y, si es bastante energética, la radiación puede producir pares de partículas materia-antimateria.

electrón y positrón

Un rayo gamma originado en el centro de una estrella masiva es suficientemente energético para crear un electrón y su antipartícula, un positrón.  Estos pueden combinarse y producir un par de neutrinos.

En el segundo modo, un protón captura un electrón en un núcleo, con la emisión de un neutrino, y el neutrón resultante se vuelve a desintegrar, dando un electrón, un protón y un neutrino.  Los neutrinos escapan con una parte de la energía, pero el núcleo original permanece par sufrir de nuevo este proceso de desgaste.  Es lo que se llama el proceso Urca, por un casino de Río de Janeiro donde el cliente pierde poco a poco.

 

La energía que los neutrinos se llevan del centro de una estrella masiva es lo que da lugar a la explosión de la supernova.  La estrella pierde virtualmente en un instante la energía transformada en celéricos neutrinos, mientras que la transformada en radiación se abre paso con dificultad hacia el exterior de la estrella, ayudando a ésta a contener su contracción gravitatoria.  Cuanto mayor es la cantidad de energía  que el centro pierde como neutrinos, menor  es el soporte que la energía liberada proporciona a la estrella.  Así, cuando ese soporte es demasiado débil, el desmoronamiento se hace inevitable.

Al principio, aproximadamente la mitad de las partículas del centro de la estrella son neutrones, y la otra mitad, protones.  La implosión fuerza a los protones a absorber electrones, formando neutrones: el centro se convierte en una estrella de neutrones.  En la creación de cada neutrón se libera un neutrino, con lo que se aumenta  la producción de éstos.

Fue en 1974 cuando se empezó a apreciar el significado del diluvio de neutrinos procedentes de las supernovas. Los astrónomos comprendieron que, aunque los neutrinos son tan poco propensos a entrar en interacción con nada, eran tantos los liberados por la contracción de un núcleo que la pequeña parte de ellos atrapados en el derrumbamiento de las capas externas tenía que desempeñar un papel importante; quizás inyectaban en esas capas suficiente energía para transformar el desmoronamiento en lo contrario: una explosión.

Tal vez, paradójicamente, los astrónomos, tenían que buscar la causa de las explosiones más fuertes que se conocen, en la partícula probablemente más incapaz de hacer fuerza sobre nada.

Los primeros estudios eran alentadores. Aparentemente, mientras el núcleo se contraía, la producción de neutrinos aumentaba con tal rapidez que la presión resultante lo lanzaba de vuelta hacia el exterior. Este rebote del núcleo hacia su borde, situado a unos 20 o 30 kilómetros del centro de la estrella, generaba una potente onda de choque, la cual, en su movimiento hacia afuera, entraba en colisión con las capas externas que se derrumbaban y convertía la caída en explosión. También se descubrió, que, mientras la onda de choque viajaba hacia regiones de menor densidad, era insuficiente el número de neutrinos atrapados por la materia que se derrumbaba.

En realidad, los neutrinos escapaban de la estrella en tal cantidad que se creaba una zona de baja presión tras la onda de choque, la cual absorbía a ésta, produciendo una nueva caída hacia el interior, creándose así la estrella de neutrones.

A continuación se presenta un esquema en el cual se explica el derrumbamiento del núcleo  y la formación de la estrella de neutrones:

1 ) El núcleo interior ha consumido su energía y no puede mantener la presión interior contra su propia gravedad por lo que se derrumba.

2 ) El núcleo exterior queda privado de su soporte, que se desmorona a su vez en tanto que el núcleo interior empieza a transformarse en neutrones.

3 ) La presión de los neutrinos liberados por el núcleo obliga a éste a proyectarse hacia afuera, y la misma dirección sigue una onda de choque dentro del núcleo exterior que se derrumba igual que la envoltura de la estrella.

4 ) Mientras se forma el núcleo de la estrella de neutrones, una onda de rarefacción sigue a la onda de choque y de alguna manera los procesos que se producen en esta región invierten el movimiento hacia dentro de la envoltura y el núcleo exterior, con lo que éstos salen lanzados al espacio en una explosión de supernova.

Y finalmente estas fastuosas explosiones, dan lugar a uno de los eventos más increibles del Universo

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.