El equilibrio de una estrella recuerda al de una pelota que se intenta hinchar a pesar de que tenga una fuga.
Cuanto más importante es la fuga, más hay que bombear. Una estrella que quema su hidrógeno y su helio, es como una pelota con una pequeña fuga.
En las temperaturas producidas por la combustión de esos elementos, la energía huye del corazón de la estrella por radiación y después por convección cerca de la superficie.
Esos procesos no son muy eficaces y las fugas son débiles: las capas externas actúan como una cobertura que retiene la energía. Cuando una estrella consume hidrógeno, produce helio, un elemento más pesado. Cuando el helio se consuma, se producirá otro elemento más pesado y así de forma continua. El combustible nuclear arde con suavidad, lo justo para mantener la estrella en equilibrio. Se produce un cambio radical cuando una estrella empieza con la combustión del carbono y los siguientes elementos más pesados, que producen grandes cantidades de neutrinos, partículas que interaccionan muy poco con la materia y trasladan mucha energía a través de la estrella sin depositarla en ella. Todo ocurre como si la “pelota” tuviese un gran agujero. Entonces hay que bombear al máximo, lo que hace que la estrella se contraiga. La densidad y la temperatura aumentan en el centro y las reacciones termonucleares tienen lugar a un ritmo desenfrenado para reemplazar la energía que huye. La sucesión de las fusiones se acelera. La combustión del carbono mantiene la estrella en equilibrio durante menos de mil años, la del oxígeno menos de un año.
Las estrellas tienen los días contados cuando empiezan a consumir silicio.
Cuando el núcleo central de la estrella se ha hecho de hierro, ya ninguna otra reacción termonuclear puede aportar energía como para contrarrestar la influencia de la gravitación. El núcleo se hunde sobre sí mismo en un instante. Durante el hundimiento, la temperatura central supera los diez mil millones de grados. La radiación destroza los núcleos de hierro creando núcleos de helio. En un abrir y cerrar de ojos, la estrella deshace en un instante lo que tantos millones de años había fabricado pacientemente.
La densidad sobrepasa las diez toneladas por centímetro cubico hasta el punto que los electrones y los protones se fusionan en neutrones. La fuga de los neutrinos es dramática en este punto.
El hundimiento del corazón de la estrella se acelera hasta velocidades superiores los 70.000 km/s, es decir, la cuarta parte de la velocidad de la luz.
Cuando la densidad alcanza la de un núcleo atómico (700.000 toneladas por centímetro cubico), las fuerzas de repulsión nucleares entran en juego y la caída se frena en seco. Las capas externas, que habían sido arrastradas por el hundimiento central, rebotan con violencia. Una fantástica onda de choque barre todo a su paso hasta la superficie de la estrella que alcanza en pocas horas, ayudada en su loca carrera por la evasión de los neutrinos del núcleo que, a pesar de todo, le ceden algo de su energía al pasar.
Cuando la onda llega a la superficie, arrastra con ella varias masas solares que surgen a una velocidad de 10.000 km/s en una gigantesca explosión.
¡Aquí ya tenemos la SUPERNOVA!
La implosión central ha dejado el corazón de la difunta estrella un objeto compacto, un agujero negro o una estrella de neutrones, de una densidad difícil de imaginar.
¡Aquí ya tenemos la SUPERNOVA!
La implosión central ha dejado el corazón de la difunta estrella un objeto compacto, un agujero negro o una estrella de neutrones, de una densidad difícil de imaginar.
La explosión produce tanta luz como centenares de millones de soles unidos, pero no representan más que tan solo el 1 por 100 de la potencia mecánica total. La densidad de energía y el número de neutrones ambientes son tales que muchos de los núcleos más pesados que el hierro se sintetizan fácilmente.
En efecto, los neutrones no tienen carga eléctrica y pueden unirse sin problemas a un núcleo, sea cual sea el número de sus protones cargados.
Pero hay muy pocos neutrones libres en la naturaleza salvo en el corazón de una supernova.
Así es como los elementos más pesados que el hierro, especialmente ricos en neutrones pueden fabricarse.
De hecho el oro y platino de nuestras joyas nacieron en ese infierno así como el átomo atómico más estable, el uranio.
De hecho el oro y platino de nuestras joyas nacieron en ese infierno así como el átomo atómico más estable, el uranio.
