La frase "Estamos hecho de polvo de estrellas" es mucho mas literal de lo que parece.
En este post, les explicare sobre uno de los fenómenos astronómicos mas fascinantes y poderosos que se se han conocido, las supernovas, por que no solo son espectaculares por su apariencia o poder, si no también por que son capaces de generar los elementos para crear otros astros, e incluso, la vida misma...
Antes de saber que es una supernova, tenemos que saber que estrellas llegan a esta etapa y por que.
Las estrellas masivas tienen un final muy diferente al de nuestro pequeño sol, consideremos aquí que las estrellas masivas son las que tienen mas de 10 masas solares (10 veces mas masivas que el sol), por lo tanto, su temperatura en el núcleo y en la superficie es mucho mas alta que las de estrellas como la nuestra, por ejemplo, nuestro sol tiene una temperatura de 6000 K, mientras que en la superficie de una estrella masiva es de unos asombrosos ¡28000 K! por lo tanto queman el hidrógeno en helio mucho mas rápido y las hace brillar mas, esta etapa en la que quema el hidrógeno se llama secuencia principal y nuestro sol esta en esa etapa ahora mismo.
Se dice que una estrella esta en la secuencia principal, cuando en su núcleo se llevan a cabo reacciones nucleares que transforman el hidrógeno en helio (nuestro sol hace unas 400 millones de toneladas por segundo), la razón por la que la estrella brille, es por que al realizar estas reacciones nucleares se genera energía exotermica, es decir, que libera energía; es cuando termina la secuencia principal en que la estrella se transforma en una supergigante como Rigel y Betelgeuse en la constelación de Orion.
Y pensar que esas no son las estrellas mas grandes conocidas...
Para entender un poco que ocurre durante la secuencia principal, imaginen a una persona que esta inflando un globo y a otra que lo esta apachurrando, si la persona que lo esta inflando, deja de hacerlo, el globo se desinflaría rápidamente, lo mismo pasa con nuestra estrella y a todas las demás, su masa tiende a apachurrarla por la gravedad, pero las reacciones nucleares que se llevan a cabo en el núcleo de la estrella hacen que se mantenga en equilibrio.
Pero llega un momento crucial en el que el que la cantidad de hidrógeno disminuye, la cantidad de energía liberada en la reacción nuclear también decae, entonce es el momento en el que la estrella comienza a contraerse.
Entonces ocurre un proceso muy extraño, al quemarse la mayor parte del hidrógeno y que la estrella entre en un proceso de contracción, hace que el la temperatura del núcleo se eleve por la misma contracción y comience a quemar el helio remanente de la reacción nuclear del hidrógeno y se genera carbono (una temperatura mayor permite que se lleven reacciones con elementos mas pesados), entonces la estrella vuelve a estar en equilibrio, pero al igual que antes, llegara un momento en el que el helio escasee, entonces la contracción regresara, la temperatura aumentara en el núcleo y ahora el carbono se quemara con los remanentes del helio y producirá oxigeno, y entonces este proceso se repetirá y repetirá dando como resultado elementos mas pesados; como todas estas reacciones se llevan a cabo en el núcleo, la estrella parece tener capas en las que se realizan diferentes reacciones, haciéndola parecer una cebolla
Todas las reacciones hasta este punto son exotermicas, pero ahora, cada vez que se generan elementos mas pesados, liberan menos energía, esto mismo hace que el tiempo que dura cada combustión vaya disminuyendo, por ejemplo, en esta tabla se muestra la duración de cada etapa de la vida de una estrella de 25 masas solares:
La formación del hierro es la ultima reacción nuclear en la cual se libera energía. Para formar elementos mas pesados se necesita proveer a la estrella de energía; las reacciones nucleares se vuelven endotermicas, es decir, en estas reacciones se necesita energía para llevarlas a cabo, por lo cual, al llegar al hierro, las reacciones nucleares se detienen, solo las estrellas masivas pueden llegar a este punto, las que no tienen tanta masa se detendrán en algún punto intermedio de la tabla (el sol ni siquiera llegara a la etapa de carbono)
Aquí es, la parte principal de post, perdón si les aburrió leer la parte anterior, pero es muy importante para la compresión del por que de la explosión.
Al detenerse las reacciones nucleares, la estrella comienza a contraerse nuevamente y como ya no hay reacciones que contrarresten este efecto, lo único que puede detener la contracción es la presión generada por los electrones del núcleo de la estrella (se le conoce como presión de degeneración y que tiene origen en un efecto de la mecánica cuántica conocido como Principio de exclusión de Pauli) Sin embargo, si la masa del núcleo es mayor a 1.4 masas solares (conocido como limite de Chandrasekhar) la presión producida por los electrones no es suficiente para soportar el peso de la estrella, por lo que la contracción sigue, cuando la temperatura del núcleo se eleva debido a la contracción y llega a los asombrosos 10 000 000 000 K, el hierro literalmente se "rompe" en elementos mas ligeros generando partículas a (un núcleo de helio), protones y neutrones. Por otro lado, las temperaturas y la densidad son tan altas que los electrones son capturados por protones provocando neutrones y neutrinos.
Debido a esta reacción, los electrones de la estrella desaparecen y con ellos la presión que ejercían y contrarrestaba a la contracción gravitacional. Es en ese momento, en el que el núcleo colapsa súbitamente y es comprimido hasta alcanzar la densidad similar al del núcleo de un átomo, en ese mismo momento, todas las capas externas son eyectadas en una gran explosión, todo esto en solo 1 segundo y aquí sucede lo que llamamos una supernova
En ese momento la estrella aumenta repentinamente su brillo casi unas 100 000 000 de veces, lo cual hace que incluso pueda eclipsar una galaxia entera, ademas de que sus remanentes de gas permanecen en expansión y son visibles decenas de miles de años después de la explosión, fue justo durante la explosión cuando se llega a generar o una estrella de neutrones o un agujero negro.
Remanente de la supernova de kepler SN 1604
Perdón si se decepcionaron al ver el tamaño de la sección de la explosión, intente hacerla lo mas breve y entendible posible, pero aun así, hay algo aun interesante en este ámbito, es la formación de los elementos pesados.
Durante las reacciones nucleares se forman isotopos inestables, es decir, elementos con un tiempo de vida muy corto, la única manera de llegar a convertirse en elementos estables, es al capturar un neutron, el problema es que encontrar neutrones libres es casi imposible, debido a que aislados, su tiempo de vida es muy corto, y como ya dijimos antes, en la contracción antes de la explosión de supernova, los electrones son atrapados por protrones formando cantidades enormes de neutrones libres, y finalmente, cuando ocurre la gran explosión, las capas externas expulsadas adquieren suficiente temperatura y comienzan a formar reacciones nucleares, pero lo asombroso, es que no se detienen en el hierro, si no que los isotopos atrapan muchos de los neutrones liberados y generan elementos mas pesados (elementos transferricos) como el oro y el plutonio, todo esto, ¡en solo unos segundos! Debe ser por eso que son caros, solo se forman en unos instantes en supernovas
Lo mas impresionante, es que las capas expulsadas en la supernova, contienen una mezcla de muchos elementos que pasaron por la vida de la estrella, esos elementos sirvieron para enriquecer galaxias; la mayor parte de los elementos que crearon nuestro sistema solar ¡posiblemente provinieron de una supernova!, y no solo formaron los astros, si no que también, los elementos que sirvieron para generar la vida en este planeta como el carbono ¡también vinieron de supernovas! la frase en el principio del post lo explica completamente, estamos hechos de polvo cósmico, quizás parezca descabellado, pero si analizamos la situación, solo somos polvo de estrellas.
Espero que les haya sido de su agrado
