Diario de Noticias de Gipuzkoa

SupernovaEl final de una estrella

A L igual que los seres vivos, las estrellas siguen un ciclo de vida en el que nacen, crecen, se desarrollan, decaen y mueren. Y, como sucede con nosotros, ese final de las estrellas colabora de manera esencial en la evolución del Universo. Sin sus explosiones, sin los materiales que expulsan, el Universo no sería hoy en día lo que es, y nosotros, como habitantes suyos, tampoco.

Una estrella es, esencialmente, una esfera de gas en la que se producen variadas reacciones de tipo termonuclear que terminan generando esencialmente luz y calor, así como numerosas variedades de radiaciones de todo tipo. La estrella más cercana a nosotros es el Sol. La que le sigue (igualmente, observable a simple vista), Alfa, de la constelación de Centauro, se ubica ya a una distancia equivalente a algo más de cuatro años/luz de La Tierra. De noche, con buen cielo, podemos observar un buen número de estas luminarias, cuya principal ocupación es convertir un elemento químico más liviano en otro más complejo y, generalmente, más pesado.

Todas las estrellas que vemos en el cielo conforman la galaxia de la Vía Láctea. Se estima que una galaxia como la nuestra contiene alrededor de 100.000 millones de estrellas (además de polvo, gases y otros materiales). Y que en el Universo hay tal cantidad de miles de millones de galaxias (cada una con miles de millones de estrellas) que no es posible dar con un número siquiera aproximado.

Cada estrella tiene su vida y sus peculiaridades, ligadas ambas a su tamaño, masa o temperatura. Nuestro Sol, por ejemplo, es una estrella, digamos, normal -ni muy grande ni demasiado pequeña-, que se dedica a consumir o a quemar el gas hidrógeno (que abunda en ella) para convertirlo en gas helio (que va en aumento, a costa de la lógica disminución del hidrógeno que sirve como combustible). Hay, por supuesto, estrellas mayores y menores que el Sol, unas que queman su combustible de manera distinta a la de éste, otras que tienen un tamaño y una luminosidad diferentes, y otras más que acaban su vida, bien plácidamente en forma lenta y sin ruidos, bien de manera aparatosa en una formidable explosión que la hace volar casi completamente.

la vida de una estrella Las estrellas nacen en lugares adecuados de las galaxias en donde, generalmente, abunda la concentración de gases. Una concentración que genera bulbos y nódulos en los que la radiación producida por las reacciones aumenta la temperatura de la zona central del aglomerado gaseoso. Estas radiaciones, no obstante, escapan al espacio, al resultar los gases originarios transparentes a ellas. No obstante, cuando, en un determinado momento, tales gases comienzan a tornarse opacos, van deteniendo un porcentaje cada vez mayor de las radiaciones generadas en el centro y, por tanto, van provocando un aumento de la temperatura que, a modo de efecto invernadero, queda concentrado en la región del núcleo y de sus alrededores.

Con el paso del tiempo, esta zona opaca se amplía y la temperatura de la protoestrella, en claro aumento, alcanza el nivel necesario como para que se inicien reacciones termonucleares en la cubierta de gases: es el inicio de la vida de la estrella, propiamente dicha.

Entonces, la estrella comienza la combustión del hidrógeno, el gas que más abunda en ella. Una combustión que transforma tal gas en helio, en un proceso que, para una estrella del tamaño del Sol, lleva un promedio de 10.000 millones de años de tiempo, pero que para una estrella mucho más masiva -que las hay- puede conllevar apenas unos cientos de millones de años. Tal diferencia se explica porque una estrella de gran masa necesita quemar una mayor cantidad de combustible -de hidrógeno- para mantener su estabilidad, mientras que una estrella más bien pequeña (como el Sol) sólo precisa de una pequeña cantidad de gas (esa pequeña cantidad es, en el Sol, de unas 550 millones de toneladas de hidrógeno consumidas cada segundo que transcurre).

Continuando con el ejemplo del Sol, cuando una estrella como la nuestra termina sus alrededor de 10.000 millones de años de combustión del hidrógeno y generación de helio, llega una especie de compás de espera en el que los mecanismos de producción de energía de la estrella parecen desacelerarse. Sucede entonces que el núcleo se contrae y, como resultado, se calienta aún más; tal exceso de calor favorece la continuación de las reacciones nucleares en las capas externas de la estrella; ello produce una expansión de esas mismas capas, lo que provoca que la estrella se torne cada vez mayor, y devenga entonces en una gigante de color rojo cuya temperatura superficial termina de subir y comienza a descender, a causa de la enorme expansión que han alcanzado sus capas gaseosas exteriores. Por tanto, la estrella deja entonces de crecer, y comienza a encogerse.

Mientras tanto, en el interior, el gas se torna degenerado (este término se usa para señalar el estado de un gas en el que no existe una relación directa entre presión y temperatura; normalmente, a mayor presión, mayor es la temperatura, y viceversa). El núcleo de la estrella se sigue contrayendo hasta un punto en el que los gases que se encuentran junto a él se tornan cada vez más calientes; tanto, que, de pronto -se supone que en apenas unos segundos-, se produce la repentina combustión de una delgada capa de helio que rodea al núcleo, en lo que se conoce como el flash del helio . La normalidad vuelve a la estrella y el gas deja de aparecer en estado degenerado.

La estrella comienza a fabricar un núcleo de carbono, en torno al cual aparece un cinturón de helio y una capa de hidrógeno. Su color vuelve a ser rojo, y su tamaño, gigante por segunda vez. Sin embargo, su energía se acaba. Sus reservas son cada vez más incapaces de mantener el alto nivel de reacciones nucleares que necesita para controlar el equilibrio entre la fuerza de expansión de los gases que escapan y la fuerza de contracción resultante de la gravedad. Se torna, por tanto, cada vez más pequeña, mientras su color va pasando del rojo al blanco.

Periódicamente, va expulsando las capas externas, que quedan en el espacio como un aro o anillo o como un bulbo casi transparente, semejante a un planeta (estas nubes de gas son conocidas como Nebulosas Planetarias, por su semejanza con el aspecto de planetas como Urano o Neptuno).

La estrella se va apagando hasta que llega al estado de Enana Blanca con una masa tan comprimida que una cucharadita de ella puede llegar a pesar una tonelada. La estrella termina sus días apagándose plácidamente sin, por lo general, producir ruidos ni provocar espectáculos destacables.

grandes estrellas Otro es el caso de las estrellas masivas. Por ejemplo, de las que cuentan originalmente con una masa equivalente a ocho o más veces la del Sol.

Su enorme tamaño les obliga a una combustión intensiva del gas hidrógeno, que queda convertido en helio. Este proceso, que en el caso anterior veíamos que podía durar unos 10.000 millones de años, necesita sólo de apenas 100 a 10 millones de años (depende de la masa de la estrella) para una estrella gigante. No existe en éstas el fenómeno del gas degenerado ni el flash del helio. La cadena de generación de nuevos elementos continúa sin detenerse.

Así, a la formación de helio siguen, formando capas como las que se advierten cuando se corta una cebolla por la mitad, las de carbono, oxígeno, neón y otros elementos, hasta que se llega al hierro. La descomposición del hierro necesita de tanta energía que la estrella no puede suministrarla ni siquiera contrayéndose (para que así pueda aumentar su temperatura). Al detenerse el proceso termonuclear de formación de elementos químicos en el interior del cuerpo estelar, que era el que generaba la energía suficiente como para rechazar hacia afuera la fuerza de gravedad de la estrella, es, precisamente, la fuerza de la gravedad quien se constituye en predominante. Esta fuerza de gravedad provoca, entonces, un hundimiento de las capas exteriores sobre el interior de la estrella que, incapaces de rechazarlo en primera instancia, permiten que las capas externas mantengan e, incluso, aumenten su ritmo de caída hacia el interior, hasta que llega el colapso total de la estrella. En tal situación, y en apenas un instante, del núcleo estelar surge, como reacción ante tanta materia que se le viene encima, una onda de choque, una violenta salida hacia el exterior, que arrastra consigo a todos los materiales; la estrella explota literalmente, y expulsa hacia el espacio los elementos químicos que ha generado durante su, astronómicamente hablando, corta vida. Es el estado de Supernova.

supernovas Las Supernovas son fenómenos poco frecuentes, tanto en una misma galaxia como en la historia reciente de la humanidad. Se sabe que, durante los últimos miles de años, solamente ha habido ocho explosiones de tipo supernova que han podido verse a simple vista (casi todas ellas, situadas en nuestra galaxia, la Vía Láctea). Cuando la explosión de una supernova sucede en otra galaxia, el brillo de la estrella que explota puede llegar a igualar al de toda la galaxia a la que pertenece. La estrella supernova es una que aparece muy luminosa y bien destacada en donde antes se encontraba otra de mínimo brillo o magnitud que, por tanto, no se veía -de ahí, que se les haya asignado el nombre de Supernovas, que, en latín, viene a significar Súper (estrellas) Nuevas- .

Como resultado de la explosión de una Supernova no desaparece enteramente la estrella, sino que pueden quedar distintos remanentes:

* Si la masa restante tras la explosión equivale a menos de 1,4 masas solares, se origina como resultado una estrella enana blanca.

* Si esta masa restante equivale a entre 1,4 y 2 a 3 masas solares, se genera una estrella de neutrones o un púlsar.

* Si la masa que resta supera a la que se precisa para una estrella de neutrones, se origina un agujero negro.

- Una Estrella de Neutrones (o Estrella neutrónica) es un cuerpo formado exclusivamente por neutrones, que aparecen en estado degenerado. Toda la masa estelar residual puede aparecer comprimida en un radio de apenas diez kilómetros y exhibir un campo gravitacional extremadamente intenso.

- Los Púlsares son estrellas neutrónicas. Descubiertos en 1967 desde Cambridge (Reino Unido), estos cuerpos presentan destellos a modo de un faro que se producen con una increíble regularidad. Se estima que su origen reside en la rotación de la propia estrella de neutrones, de manera que, en cada giro, la estrella dirige hacia nosotros un haz de luz que es el que se registra en los instrumentos (los púlsares no son observables visualmente). Una rotación que puede alcanzar la enorme velocidad de 186 giros por segundo.

- Los Agujeros Negros son lugares del espacio en donde nada escapa a la fuerza de la gravedad. Ni siquiera la luz. Los Agujeros negros no pueden, por tanto, ser localizados de manera directa, sino que lo son mediante fenómenos que ellos mismos causan.

efectos en la tierra La explosión de una Supernova cercana a la Tierra traería consigo consecuencias nefastas. Sus radiaciones destruirían buena parte de la capa de ozono que nos protege de la radiación ultravioleta que llega del espacio. Tal destrucción afectaría a un buen número de los seres vivos, lo que ocasionaría una de las más calamitosas extinciones de las que se tiene noticias. Se supone que nuestra capa de ozono ha sido destruida por causa de la llegada de radiaciones provenientes de la explosión de una estrella supernova varias veces durante los últimos 545 millones de años. Y se han estudiado indicios de extinciones probablemente debidas a explosiones de estrellas supernovas datadas, una entre hace 35.000 y 65.000 años (provocada por la explosión de una estrella situada a entre 60 y 130 años/luz de la Tierra), otra durante los últimos cinco millones de años, causada por la explosión de una supernova a unos 100 años/luz de distancia.

Y es que se considera que para que la explosión de una estrella nos afecte, la estrella causante de la catástrofe debe ubicarse a una distancia relativamente corta de nosotros: en concreto, la equivalente a entre 25 y 100 años/luz de la Tierra.

Se sabe que, en estos momentos, la estrella IK Pegasi, en la constelación de Pegaso, es una seria candidata a Supernova, y que se ubica a una corta distancia de nosotros (150 años/luz), suficiente como para poder causarnos serios daños a corto plazo tras su destrucción. Su posible explosión podría ocurrir en un plazo de tiempo relativamente corto astronómicamente hablando, si bien muy largo para nuestra escala de vida: de aquí a un millón de años.

En cualquier caso, es necesario aumentar nuestros conocimientos sobre las estrellas que nos rodean. Las sorpresas abundan en el campo de las supernovas, y, como sucedió con la mejor estudiada de los últimos tiempos -Sanduleak +69 202, cuya explosión se registró el 24 de Febrero de 1987-, el tipo de estrella no pareció el más adecuado -al menos, inicialmente-, para este tipo de cataclismos. Pero lo produjo.

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