Una estrella masiva explota

Cómo una estrella muchas veces más pesada que el Sol se hunde sobre sí misma y estalla

Paso a paso

Una supergigante

Las estrellas masivas viven deprisa. Esta empezó con unas 18 veces la masa del Sol y quema su combustible con tanta furia que brilla unas 90 000 veces más que el Sol. Su vida entera dura solo unos diez millones de años, la milésima parte de la del Sol.

Sus capas exteriores están tan hinchadas y enrarecidas que unas pocas celdas enormes de gas hirviente cubren toda su cara, cada una muchas veces más ancha que el Sol.

Betelgeuse, en Orión, es una estrella así, a unos 550 años luz. Explotará en algún momento de los próximos 100 000 años: un instante para una estrella, pero muy probablemente no en nuestra vida.

Capas como una cebolla

Por dentro está hecha de capas. Alrededor de un núcleo de hierro hay capas de silicio, oxígeno y neón, carbono y helio, cada una la ceniza del combustible que arde por fuera de ella, todo envuelto en una inmensa envoltura de hidrógeno.

Una estrella brilla fusionando elementos ligeros en otros más pesados. Cuando se agota el hidrógeno de su centro, el núcleo se contrae y se calienta hasta que puede quemar la ceniza de helio, formando carbono y oxígeno. Cada vez que se agota un combustible, el núcleo se contrae, se calienta más y empieza con la ceniza del anterior: carbono, luego neón, oxígeno y silicio.

Cada combustible sigue ardiendo en una fina capa justo por fuera del núcleo, así que la estrella acaba formada por capas como una cebolla. Las capas están dibujadas aproximadamente a escala: casi todo el ancho de la estrella es hidrógeno, y todo lo demás está apretado en un núcleo más o menos del tamaño del Sol.

Al acercarse se ve lo profundas que son: el hierro del centro es unas cien mil veces más estrecho que la estrella.

Cada vez más deprisa

Cada nuevo combustible se agota antes que el anterior: el hidrógeno dura unos 8 millones de años, el helio un millón, el carbono mil, el neón y el oxígeno alrededor de un año cada uno, y el silicio solo unos diez días.

Los combustibles más pesados dan menos energía cada vez que se fusionan, y el núcleo tiene que estar más caliente para fusionarlos. A esas temperaturas además pierde energía en forma de neutrinos, que salen directamente de la estrella, así que tiene que quemar cada vez más deprisa solo para sostenerse.

Cuando quema silicio, a unos 3000 millones de grados, el núcleo consume su combustible en días. Desde fuera nadie lo notaría: la superficie de la estrella cambia demasiado despacio para mostrar que el núcleo corre hacia su final.

Estos tiempos son los de una estrella de unos 20 soles en los modelos de Woosley, Heger y Weaver; una estrella más pesada los recorre aún más deprisa.

Un núcleo de hierro

El núcleo del hierro es de los más fuertemente ligados que existen. Si se fusiona en algo más pesado, o se rompe en algo más ligero, hay que aportar energía. Así que el hierro se acumula en el centro como ceniza muerta, sin nada que lo queme.

El núcleo se sostiene solo por sus electrones, tan apretados que empujan hacia fuera: la misma presión que sostiene a una enana blanca. Esa presión solo aguanta unas 1,4 veces la masa del Sol, y el silicio que arde alrededor del núcleo le sigue añadiendo hierro.

El círculo discontinuo es la Tierra, a escala. En una bola más pequeña que nuestro planeta, el núcleo concentra más masa que el Sol.

Colapso

Al comprimirse el núcleo, los electrones son forzados dentro de los protones, que se convierten en neutrones y emiten neutrinos. Con menos electrones para empujar, el colapso no hace más que acelerarse. El resto de la estrella no tiene tiempo de enterarse: para ella, todavía no ha pasado nada.

La propia gravedad del núcleo hace el trabajo, y libera una cantidad de energía asombrosa: unos cientos de veces más de la que el Sol emitirá en toda su vida de diez mil millones de años, en menos de un segundo.

En menos de un parpadeo, el núcleo pasa de casi el tamaño de la Tierra, el círculo discontinuo, a una bola de unas pocas decenas de kilómetros: la futura estrella de neutrones.

Rebote

A la densidad del núcleo de un átomo, el núcleo que cae se endurece y rebota, y lanza una onda de choque hacia fuera. Nace una estrella de neutrones, y de ella salen 10⁵⁸ neutrinos, que se llevan el 99 % de la energía.

La materia tan densa está tan apretada como puede estarlo la materia: una cucharadita pesaría unos mil millones de toneladas. Cuando el núcleo interior llega a ella, ya no se puede comprimir más, y el gas que sigue cayendo sobre él rebota como una pelota contra una pared.

Los neutrinos apenas interactúan con nada: billones de ellos, venidos del Sol, atraviesan tu cuerpo cada segundo. Incluso ellos quedan frenados en este aplastamiento, pero en unos diez segundos han escapado todos, llevándose casi toda la energía del colapso.

Son lo único que se ha captado jamás saliendo directamente de un núcleo que se hunde: en 1987, detectores en Japón, Estados Unidos y Rusia captaron unas dos docenas procedentes de SN 1987A, horas antes de que llegara su luz.

El choque se frena y luego se libera

En pocas centésimas de segundo el choque pierde empuje y se detiene a unos 150 km. Los neutrinos calientan el gas que tiene detrás y lo ponen a hervir, y tras unas décimas de segundo el choque se libera.

El choque gasta su energía rompiendo los núcleos de hierro que le caen encima, y se frena en seco. Durante décadas, los modelos por ordenador de supernovas fallaban justo aquí: en los modelos sencillos, la estrella no llega a explotar.

La respuesta está en los neutrinos. El gas de detrás del choque atrapa un pequeño porcentaje de su energía, hierve y se agita en enormes burbujas, y empuja el choque hacia fuera hasta que se libera. Solo las simulaciones en tres dimensiones, en algunos de los mayores superordenadores, lo reproducen, y en ellas las estrellas ya explotan.

Una vez libre, el choque atraviesa las capas de la estrella a miles de kilómetros por segundo.

La salida

Aproximadamente un día después, el choque llega a la superficie de la estrella y la atraviesa con un destello de luz ultravioleta que dura una media hora. Toda la estrella salta en pedazos.

Solo se ha captado un destello así en su comienzo: en 2008 el satélite Swift estaba observando por casualidad una galaxia cuando el choque de la supernova SN 2008D salió al exterior, brillando en rayos X durante unos cinco minutos.

En una estrella tan grande el choque tarda alrededor de un día en salir. La estrella de SN 1987A era más pequeña, una supergigante azul, y su luz empezó unas tres horas después de los neutrinos.

Las capas exteriores de la estrella, más de diez soles de gas, salen despedidas a unos 10 000 km/s.

Una supernova

Durante meses esta única estrella brilla como cientos de millones de soles, lo bastante como para verse desde gran parte del universo.

El brillo largo y constante procede del hidrógeno que expulsó. Calentado por la explosión, el gas se enfría al dispersarse, y su luz escapa de fuera hacia dentro. Cuando eso termina, la luz procede del níquel-56 formado en la explosión, que se desintegra en cobalto y luego en hierro, calentando los restos.

SN 1987A, a 168 000 años luz en la Gran Nube de Magallanes, fue la supernova más cercana vista desde la invención del telescopio, lo bastante brillante para verse a simple vista.

Polvo de estrellas

Siglos después, los restos forman una capa de años luz de ancho, rica en oxígeno, silicio, calcio y hierro creados en la estrella. En su centro gira la estrella de neutrones.

El remanente sigue creciendo mientras se abre paso por el gas que lo rodea, y brilla en rayos X donde su choque calienta ese gas a millones de grados. Casiopea A, a 11 000 años luz, es uno de unos 340 años de edad y 10 años luz de ancho; los colores de aquí siguen los elementos que Chandra ha cartografiado en él.

Con el tiempo los restos se mezclan con el gas de la galaxia, del que se forman nuevas estrellas y planetas. Gran parte del oxígeno que respiramos, y algo del hierro de nuestra sangre, se formó en estrellas como esta y fue esparcido por explosiones como esta.

La estrella de neutrones que queda puede brillar como un púlsar, como el de la Nebulosa del Cangrejo, los restos de una supernova vista en 1054. El núcleo de una estrella más pesada puede hundirse aún más, hasta formar un agujero negro.