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La vida privada de las estrellas - Supernovas de tipo II

En los últimos artículos de la serie La vida privada de las estrellas hemos hablado acerca de los diversos caminos hacia el fin de una estrella. Como recordarás, las estrellas de tamaño moderado acaban convirtiéndose, sin más aspavientos, en enanas blancas, mientras que otras más grandes sufren convulsiones violentas que acaban llevándolas al mismo destino, tras pasar por una etapa como gigantes rojas.

Pero ¿qué les sucede a estrellas tan grandes que no pueden formar una enana blanca? Recordarás de ese artículo que esto sólo era posible si la masa era menor que el límite de Chandrasekhar (unas 1,4 veces la masa del Sol), de modo que la presión de los electrones degenerados pudiera “sostener” la masa de la estrella contra la presión gravitatoria. Sin embargo, hay veces en las que este límite se supera, y las consecuencias son catastróficas pero fascinantes. De esas consecuencias vamos a hablar precisamente en este artículo, dedicado a las supernovas de tipo II.

Supernova tipo II

Más brillante que una galaxia: SN 1999em, una supernova de tipo II.

Como recordarás, pues hemos repetido este concepto hasta la saciedad durante la serie, cuando una estrella acaba de consumir su hidrógeno en el núcleo, de modo que tiene un núcleo de helio rodeado de una corteza de hidrógeno, se contrae y se calienta. Si es suficientemente grande, se calienta lo bastante como para “encender” la fusión del helio, lo cual alarga su vida durante cierto tiempo. Después se contrae de nuevo y se calienta… y si es suficientemente grande, se calentará tanto que se activará la fusión del carbono. Una vez más, la estrella aplaza su final “quemando” un elemento más pesado.

El problema es que esto no puede durar. Fijémonos, por ejemplo, en una estrella con una masa muy grande, de unos 25 Soles. Al ser tan grande, la fusión del hidrógeno se produce a una velocidad enorme, pues es una estrella muy caliente, unos 70 millones de grados centígrados. En unos diez millones de años, el hidrógeno del núcleo se ha consumido. A continuación la estrella consume helio y está aún más caliente, a unos 200 millones de grados. La cuestión es que la fusión del helio no proporciona la misma cantidad de energía que la del hidrógeno, y la estrella lo consume a un ritmo aún mayor para impedir su propio colapso: en sólo un millón de años ha consumido el helio del núcleo.

¡Pero la cosa no hace más que empeorar a partir de ahí! Esta estrella es tan grande que no tiene absolutamente ningún problema para seguir fusionando lo que se le ponga por delante: al contrario que nuestro Sol, esta enorme estrella puede comprimirse (y por lo tanto calentarse) muchísimo, tanto que puede “encender” la fusión del carbono sin problemas cuando alcanza los 800 millones de grados. Pero, ¡ah! la fusión del carbono es aún menos eficaz que la del helio.

La estrella consume el carbono del núcleo en tan sólo mil años. Entonces vuelve a comprimirse y calentarse hasta la escalofriante temperatura de 1.600 millones de grados centígrados, lo suficiente para empezar a fusionar neón. Pero esto ya no es ni remotamente eficaz: en sólo tres años la estrella ha acabado con el neón y vuelve a comprimirse y calentarse. La temperatura es ya tan enorme (1.800 millones de grados) que la estrella recorre el siguiente paso (la fusión del oxígeno) en sólo cuatro meses.

Llegamos ya al final: la estrella alcanza los 2.500 millones de grados y fusiona el silicio, que produce un isótopo inestable del níquel (níquel-56), el cual se desintegra rápidamente y forma hierro. En sólo una semana, la estrella ha consumido el silicio del núcleo y tiene un núcleo de hierro. Podrías pensar que la estrella vuelve a comprimirse y calentarse hasta que se empieza a fusionar el hierro… pero esto es imposible.

La cuestión es que el hierro es especial: es el elemento químico con la mayor energía de enlace por nucleón de todos. Esto puede sonar muy técnico, pero simplemente quiere decir que la fusión del hierro no libera energía, sino que la absorbe. El hierro es el final del camino: no hay nada más que la estrella pueda hacer para producir energía en el núcleo. En sus últimas horas como tal, la estrella es una especie de “cebolla” con capas formadas por todos los elementos que ha ido produciendo en sucesivas etapas de fusión, de los más ligeros (en la superficie) a los más pesados (en el núcleo):

Evolved Star Fusion Shells

Crédito: R. J. Hall/Wikipedia (GPL).

El problema entonces es que, según el hierro se va acumulando en el centro de la estrella, alcanza un punto clave: el momento en el que su masa alcanza el límite de Chandrasekhar. Cuando esa “bola de hierro” pasa del límite, no es capaz de mantener su estructura por la presión de degeneración de los electrones, y se produce una supernova de tipo II: una supernova debida al colapso del núcleo de una estrella masiva. Por cierto, ya hablamos en un artículo de hace bastante tiempo de las supernovas de tipo Ia, debidas a la absorción de materia por una enana blanca, de modo que no vamos a repetirlo en esta serie.

La cosa se vuelve en este momento muy, muy violenta: el núcleo se colapsa a enormes velocidades (de hasta un 23% de la velocidad de la luz). La temperatura alcanza los 100.000 millones de grados (¡cien mil veces la del núcleo del Sol!), y el núcleo emite gigantescas cantidades de rayos gamma. Pero claro, desde fuera de la estrella es imposible saber qué está pasando: la densidad es tan enorme que la radiación emitida es absorbida sin siquiera escapar del núcleo de hierro. Los núcleos de hierro absorben tal cantidad de energía que muchos se desintegran en núcleos de helio y neutrones libres, y la cantidad de radiación es suficiente para que se produzca la desintegración beta (de un neutrón en un protón y un electrón) pero al revés: los protones se unen a electrones y forman neutrones libres y cantidades ingentes de neutrinos.

En este momento es posible ya saber desde fuera lo que está pasando dentro de la estrella: los neutrinos son capaces de atravesar la estrella sin que muchos de ellos sean absorbidos, de modo que una gran cantidad de ellos escapan de la estrella. Estas emisiones de neutrinos han sido una prueba experimental muy sólida de nuestros modelos de este tipo de supernovas, ya que se han observado con diversos detectores, como el Super-Kamiokande japonés. La liberación de energía en forma de neutrinos es enorme. De hecho, es tan grande que apostaría a que es una de las cantidades más grandes que has visto nunca en física: unos 10.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 Julios. Sí, has leído bien: 1046 Julios. Y esta energía se libera en un intervalo de unos diez segundos. ¿No es apabullante?

Lo que ocurre entonces es diferente para el núcleo y el resto de la estrella: la parte externa, al recibir esa enorme cantidad de energía (sólo una pequeña fracción de los neutrinos son absorbidos, pero la cantidad es tan enorme que un número neto muy grande es absorbido por el resto de la estrella), explota. El proceso por el que esto sucede aún no se entiende muy bien, pero el “latigazo” de energía genera una onda de choque de una intensidad brutal, y la estrella “revienta”. Todo excepto el núcleo se desprende al espacio, liberando enormes cantidades de radiación y la masa de varios Soles al espacio. La intensidad de esta explosión es tan grande que una supernova puede brillar más que la galaxia entera de la que forma parte la estrella.

Por cierto, parte de esta materia desprendida está formada por átomos más pesados que el hierro: puede que te hayas estado preguntando, “si el hierro es el “final del camino”, ¿de dónde viene, por ejemplo, el uranio que existe en la Tierra?” La cuestión es que no es imposible producir átomos más pesados que el hierro: es imposible producir energía haciéndolo. Pero durante la supernova se libera tal cantidad de energía que muchos átomos se fusionan para formar otros más pesados que el hierro como, por ejemplo, el uranio. Una cantidad apreciable de los elementos pesados de la tabla periódica se han formado en los breves momentos que dura una supernova de tipo II.

SN 1987a

SN 1987a, en el centro de la imagen (las otras dos son estrellas normales). Observa los anillos de materia desprendidos durante los años anteriores a la explosión de la supernova, que ahora brillan debido a la onda de choque de la explosión.

Pero, a todo esto, ¿qué le sucede al núcleo de ex-hierro? Ahora ya no hay hierro, sino una especie de “sopa” de neutrones con unos cuantos protones y electrones que no se han unido. Lo que le ocurre depende de la masa de la estrella inicial: si tenía menos de 20 masas solares, el núcleo restante al final suele tener una masa de entre 1,4 y 2,1 veces la masa del Sol, y se forma una estrella de neutrones. Si la estrella original tenía entre 20 y unas 40-50 veces la masa del Sol, el núcleo restante es tan grande que no es posible ni siquiera que forme una estrella de neutrones, y se convierte en un agujero negro. Lo curioso es que la mayor parte de los modelos sugieren que una estrella lo suficientemente grande (más de 50 masas solares) ni siquiera produce una supernova. Se colapsa a tal ritmo que produce directamente un agujero negro. Curioso, ¿verdad?

De modo que en el próximo artículo de la serie estudiaremos precisamente el “cadáver estelar” correspondiente a estas estrellas masivas, pero no lo suficiente para formar un agujero negro: las estrellas de neutrones, formadas a partir del núcleo que queda tras una supernova de tipo II.

Astronomía, Ciencia, La vida privada de las estrellas

25 comentarios

De: Javier Aranda
2007-12-06 20:51:29

Perfectamente claro. Por cierto, ¿existe una estimación aproximada de a qué distancia en años luz (dependería de su masa también, claro) debería encontrarse de nosotros una estrella candidata a supernova para que sus efectos nocivos en caso de explotar no afectasen a la vida en la Tierra de manera significativa?


De: Carlos Menéndez
2007-12-07 06:23:28

Apabullante sí, es impresionante cómo disminuye la escala de tiempo!


De: no name
2007-12-07 21:27:01

Aunque sea algo off-topic... lanzo una pregunta al aire. De la misma forma que se pueden datar los restos orgánicos mediante los isótopos del carbono 14... Podríamos saber cuando se formaron los elementos radioactivos que hay en la Tierra? Dicho de otra forma, cuándo hubo el colapso que los formó?


De: Pedro
2007-12-08 10:10:11

Javier,

Sí existe esa estimación, aunque no es muy precisa: una supernova "típica" que explotase a menos de 25 años-luz de la Tierra barrería gran parte de la vida del planeta. La cantidad de rayos cósmicos que recibiría la Tierra sería gigantesca. Enlace al canto: http://science.nasa.gov/headlines/y2003/06jan_bubble.htm

no_name,

Se puede determinar la edad de las rocas que formaron la Tierra, pero no los elementos. Me explico: mediante la datación radiométrica (http://es.wikipedia.org/wiki/Datación_radiométrica) los geólogos miden la fracción de una roca de uranio, por ejemplo, que sigue siendo uranio y no se ha convertido en plomo, y así estiman la edad de la roca original, sabiendo la vida media del uranio. Pero esto no indica la edad del uranio, sino el momento en el que esta roca en particular se formó.


De: Javier Aranda
2007-12-11 09:27:50

¡Gracias por el enlace! :)
A menudo el "fracaso" del SETI se achaca a que estamos solos... pero no sería descabellado elucubrar que las supernovas se encargan de "esterilizar" planetas candidatos a lo largo de millones de años por toda la galaxia, aun con las más elementales formas de vida, por lo que quizá sí que nos quedemos solos en el Universo... a la fuerza.
Una razón más para seguir invirtiendo en astrofísica, eso siempre.


De: Pedro
2007-12-11 09:32:01

Javier,

Menuda idea para una novela de ciencia-ficción, ¿eh? Una raza avanzada que, para mantener su supremacía y que ninguna otra alcance su nivel tecnológico, "siembra" de algún modo, para que se vuelvan novas, estrellas cercanas a sistemas en los que se desarrolla la vida. Así se quedan solos siempre.


De: Carlos Sánchez
2008-01-22 15:56:25

Impresionante.

"el núcleo se colapsa a enormes velocidades (de hasta un 23% de la velocidad de la luz)"

¿Sólo se colapsa el núcleo o el resto de las capas de cebolla va tras él? En cualquier caso eso quiere decir que el lapso va a ser de minutos, por muy grande que sea la estrella, ¿no?
Sin duda debe ser un espectáculo grandioso poder contemplar esos últimos minutos de vida de una estrella (si se pudiera, claro)
Por cierto, ¿cómo se hace una cita en los comentarios?


De: Pedro
2008-01-22 18:12:29

Carlos,

El resto se colapsa también, pero más lentamente (sigue siendo muy rápido, pero no tanto). En cualquier caso, si se pudiera ver estoy contigo... yo pagaba la entrada :)

Las citas se hacen fácilmente poniendo ">" justo al principio del párrafo: ">Esto es una cita".


De: | Astro Web
2008-01-26 19:41:41

[...] por supuesto, pero la Galaxia es ya vieja: muchas estrellas han nacido y muerto en ella. Sucesivas supernovas se producen en distintos puntos cercanos a la nube molecular cuando grandes estrellas consumen su [...]


De: chapu
2008-05-27 21:47:49

Me saco el sombrero por la excelente explicación brindada... realmente un tema apasionante.


De: lopapa
2008-08-18 20:58:50

las estrellas parecen las del nunca jamas


De: andrea
2008-09-06 16:20:10

uuuuyuyuiiii está muy bueno el material... exelente, llegué a esta pagina con el fin de saber y tener bien claro lo que es una supernova tipo II y lo encontré.

muy buena la explicacion

adiozzz y suerte. :)


De: El Cedazo : Radioactividad en general (I)
2008-10-06 14:59:29

[...] existe es el Hierro-56, debido a que su núcleo tiene la mas alta energía de enlace por nucleón[1]. Es un elemento tremendamente especial, ya que es el elemento más pesado que se produce [...]


De: kemero
2009-02-18 18:28:52

Me mato esto: “puede que te hayas estado preguntando, "si el hierro es el “final del camino”, ¿de dónde viene, por ejemplo, el uranio que existe en la Tierra?”
SIIIIIIIIIIIII estaba pensando exactamente en eso y puntualmente en el Uranio!
Como puede ser? ademas de un excelente profesor y escritor, también sos mentalista? o es que la pregunta era muy obvia?

De todas formas, felicitaciones por la serie, es brillante! =)


De: Wilson Gonzalez
2009-04-07 21:58:23

Buen día

Intereso saber cúal es el procedimiento para pedir permiso para utilizar la foto del atomo de hierro en un libro de poesias que escribí. Me puede contestar en e-maik=l de mi esposa, gracias anticipadas por su orientación.

eltamiz.com/.../uploads/2007/12/sn-1987a.jpg


De: Pedro
2009-04-08 06:36:20

Wilson, esa imagen es de la NASA, de modo que son sus requisitos los que debes cumplir: http://www.nasa.gov/audience/formedia/features/MP_Photo_Guidelines.html . Por otra parte, no es un átomo de hierro sino una supernova :)


De: ki
2010-01-08 00:00:12

Jo, por cupla de este artículo he acabado releyendo (por no se cual vez ya ) los artículos de las enanas blancas, gigantes rojas, est. de neutrones y agujeros negros...y lo que he sacado en claro... ¡tenías ganas de sacar una miniserie de agujeros negros y ni me acordaba! xD ("...— tengo ganas de dedicarles una mini-serie."). Es broma, cualquiera que te lea de hace tiempo sabe que debes sufrir para sacar tiempo y poder escribir "los frentes abiertos" como para pedirte más. ¡Un saludo!


De: chamaeleo
2010-05-24 13:58:42

Tengo una duda con el balance energético de la supernova. Si esta supernova se produce debido al colapso, debo suponer que toda la energía de la explosión procede de la energía que se produce al colapsarse la estrella:

Energía potencial gravitatoria, que al colapsarse se convierte en energía cinética, que se convierte en energía térmica, que provoca la emisión de radiación energética, que desintegra el hierro en helio y neutrones para posteriormente provocar la desintegración beta invertida, que provoca los neutrinos, que provoca la supernova.

Si además tenemos en cuenta que una parte importante de neutrinos escapan sin contribuir a la supernova, y algunos otros procesos intermedios no transfieren la energía al 100% (por ejemplo, creo que la desintegración del hierro en helio y neutrones absorbe energía), debo deducir que toda la energía que se libera en la supernova tan sólo supone una pequeña fracción de la energía potencial gravitatoria que había antes del proceso.

Aquí es cuando empiezo a confundirme. Porque el estado final de las partículas liberadas al espacio parecen tener una energía potencial gravitatoria superior al estado inicial, ya que las partículas están más alejadas del centro que al principio del proceso; más una ingente cantidad de neutrinos que se han liberado. Es como si se hubiera "fabricado" energía, vulnerando las leyes de la termodinámica. ¿Alguien tiene alguna explicación?


De: Pedro
2010-05-24 16:11:52

chamaeleo, en ese razonamiento, no estarás suponiendo la conservación de la masa, ¿verdad? ;)


De: chamaeleo
2010-05-24 18:16:24

Pedro, si que la supongo, por la razón de que el hierro no puede fusionarse para transformar masa en energía. Es más, incluso hasta debería incrementarse la masa, puesto que partículas que antes eran hierro, ahora han dejado de serlo para ser otros átomos con más masa por nucleón. Por tanto, todavía se ha generado más energía-masa aún.

Otra cosa distinta sería si se fusionasen el Silicio-Oxígeno-Neón-Helio-Hidrógeno de las capas externas. Entonces sí que explicaría de dónde sale la energía de la supernova. Yo es que había entendido que la energía salía del colapso gravitatorio, cuando dicho colapso parece no aportar la energía de la supernova, tan sólo sería el catalizador para iniciar la fusión de las capas externas.


De: Pedro
2010-05-24 18:36:15

chamaeleo, tienes toda la razón y he descartado tu argumento de un plumazo estúpido, lo siento (estaba pensando en casos en los que sí se inicia la fusión de capas externas, pero en otros eso no sucede y sigue habiendo supernova). Pero incluso si no hay fusión "de la guay", sigue teniendo sentido. Tal vez también lo hayas tenido en cuenta, pero la energía total no es la energía por partícula. A ver si me explico y te convence el argumento :)

Inicialmente, una cantidad gigantesca de materia tenía energía potencial gravitatoria (en las capas externas de la estrella), con lo que la energía total es brutal. Cuando se produce el colapso gravitatorio, y luego parte de la masa de la estrella sale despedida, una parte considerable de la masa original no se escapa. Las partículas que sí escapan se llevan una parte de la energía original, pero son bastantes menos que el número de partículas totales, con lo que la energía por partícula es muy grande: muchas de las partículas que escapan tendrán más energía que la que tenían antes de la supernova, porque se la han "robado" a las que se quedan atrás y forman la estrella de neutrones, el agujero negro o el "cadáver" que sea.

Ejemplo numérico ridículo, con números absurdos e inventados. Imaginemos una energía inicial por partícula de 1 J, hay 100 partículas. En total, 100 J. Tras la supernova, salen despedidas 20 partículas con 3 J cada una, en total, 60 J, y los otros 40 se han convertido en radiación, neutrinos, etc. Al final, cada partícula que escapa tiene 3 veces más energía que la que tenía antes, pero la energía total se conserva (y aún sobra para el resto de efectos).


De: chamaeleo
2010-05-24 19:02:43

Ok, gracias! :D Las partículas que se quedan en el centro "empujan" a las de fuera. Aunque en el centro parecen quedarse sólo un 1 de cada 10 partículas, por lo que parece que los que salen a fuera no podrán robar mucha energía.

Me imagino que el truco está en que la energía potencial se incrementa enormemente al reducirse la distancia (y elevado al cuadrado), de forma que 1 partícula muy cercana al centro que sólo se acerce 1 metro más al centro puede otorgar una energía brutal a 9 partículas más alejadas del centro, permitiendo que éstas últimas se alejen muchos metros.


De: J
2011-01-26 16:25:40

Una pregunta, que no sé si entiendo bien del artículo: ¿cuánto tarda toda esta explosión? Siempre he leído que la explosión de una supernova es algo violento, explosivo, rápido. Pero claro, lo que los astrónomos consideran rápido puede no ser lo que yo considero rápido. A lo mejor para ellos 100 años es una cosa superrápida.

Es que leo que 1E46 J se liberan en 10 segundos, pero no sé si eso es "lo que dura la explosión".

Así que, ¿cuánto tarda esto? Un orden de magnitud. Por ejemplo, desde que se empieza a consumir Fe hasta que la estrella multiplica x10 su radio ("explota") pasan X segundos.


De: Pedro
2011-01-26 19:45:13

J, en este caso no, "rápido" es de verdad, no en términos astronómicos. Todo depende de la supernova en cuestión, pero es terriblemente rápido. En órdenes de magnitud, digamos que 10 s para el colapso del núcleo de hierro y 100 s para que la estrella entera se vaya al carajo. Eso sí, el pico de luminosidad dura más, claro, y la expansión eventual de la materia expulsada puede durar muchísimo tiempo.


De: Carlos
2013-02-06 14:56:53

¿Las gigantes rojas como Betelgeuse no se expanden a medida que queman el hidrogeno, helio y carbono en su interior? ¿Solamente se contraen?


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