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Supernovas y estrellas de neutrones
Una supergigante
Una supernova
Nucleosíntesis estelar
Una estrella de neutrones
Un púlsar
La radiación de los púlsares
Las fuentes X y gamma
Las fuentes de rayos X
El enigma de las explosiones de rayos gamma
El origen de las explosiones de rayos gamma
La relatividad restringida
El fin del espacio absoluto
La relatividad restringida
La dilatación del tiempo
La contracción del espacio y el espacio-tiempo
La relatividad general
El principio de equivalencia
La relatividad general y la curvatura del espacio-tiempo
Las verificaciones de la relatividad general
La onda gravitacional
La lente gravitacional
Los agujeros negros
Un agujero negro
El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro
Un agujero negro histórico: Cygnus X-1
Una supergigante
Las estrellas de algunas masas solares terminan su vida cuando la
combustión del
helio se para por falta de carburante. En cambio, las estrellas de masa
superior conocen un fin más complejo, porque se hallan en situación de poner en
marcha otras reacciones nucleares.
En efecto, cuanto más elevada es la masa de una estrella, más grande es la
presión de sus capas externas, y más se comprime el núcleo. La temperatura de
este último puede entonces alcanzar valores más grandes, permitiendo ponerse en
marcha nuevas reacciones. Por ejemplo, una estrella de más de cuatro masas
solares va a calentar su núcleo hasta 600 millones de grados, umbral en el que
comienza la fusión del carbono.
Esta nueva fase de combustión dura todavía mucho menos tiempo que la precedente,
y la estrella debe encontrar muy rápidamente una nueva fuente de energía. Así es
como va a establecerse una serie de diferentes reacciones nucleares poniendo en
marcha elementos cada vez más pesados.
La transformación en supergigante
En cada etapa, la nueva fuente de energía se agotará más rápida que la
precedente, y la combustión se parará momentáneamente. Esto provocará la
contracción del núcleo y la aparición de una nueva capa en fusión. Finalmente,
podrá establecerse una nueva reacción, y el ciclo se reiniciará. El número de
reacciones diferentes está determinado por la masa de la estrella. Cuanto más
grande es ésta, más elevada puede ser la temperatura en el centro de la estrella,
y más pesados son los núcleos susceptibles de fusionarse.
Podemos citar las estrellas de 10 masas solares, capaces de alcanzar mil
millones de grados y desencadenar la fusión del oxígeno, o las de más de 20
masas solares, que alcanzan varios miles de millones de grados y permiten
intervenir al silicio. Con cada nuevo tipo de reacción, las dimensiones de la
estrella continúan aumentando, y ésta se transforma poco a poco en una
supergigante.
Una imagen de Betelgeuse tomada en 1996 por el telescopio espacial, la
primera imagen directa de la superficie de una estrella diferente del Sol.
Betelgeuse es una supergigante roja de un diámetro del orden de 500 veces más
grande que el del Sol. Podemos percibir sobre la imagen una mancha brillante
cuya temperatura es superior en 2000 grados a la de la superficie de la
estrella. Crédito:
NASA / HST
Última etapa: un núcleo de hierro
Sin embargo, la cadena no va a continuar eternamente. Se para cuando el centro
se encuentra esencialmente formado por núcleos de hierro.
En efecto, una de las características de todo núcleo atómico es su energía de
enlace por constituyente. Ésta representa la fuerza con la cual un elemento del
núcleo atómico, protón o neutrón, está vinculado al conjunto. Cuanto más fuerte
es esta energía de enlace, más estable es el núcleo. Entonces resulta que de
todos los elementos, el hierro es el que presenta la energía más grande de
enlace por constituyente. Es el núcleo más estable que pueda existir. Es incapaz
de fusionar produciendo energía. Por esta razón, el hierro va obstinadamente a
negarse a estar implicado y participar en las reacciones nucleares. Es entonces
el fin del ciclo para la estrella.
Una estructura en capas de cebolla
En este estado, la estrella tiene una estructura muy compleja. En el centro se
encuentra el núcleo de hierro apagado. Luego, se suceden una serie de capas en
fusión, cada una contiene uno de los elementos que participó en la historia
nuclear del núcleo, de ahí el nombre de estructura en capas de cebolla. Se
encuentran así, partiendo del interior, capas principalmente constituidas de
silicio, magnesio, neón, oxígeno, carbono, helio e hidrógeno. En este estado,
una explosión de supernova es inevitable.
Esquema de la estructura en “capas de cebolla” de una estrella muy masiva al
final de su vida. En esta etapa final la estrella es por sí misma un enorme
laboratorio de síntesis de nuevos elementos. Crédito:
scienceinschool |