21 nov. 2011

Supernova tipo II: La muerte de una estrella varias veces más masiva que el Sol

Las supernovas tipo II se producen a partir de que una estrella agota su combustible nuclear. Esto ocurre cuando los elementos producidos por la fusión no pueden, a su vez, fusionarse con desprendimiento de energía. Este fenómeno se da en los momentos en que el núcleo de una estrella se ha llenado principalmente con hierro y algo de níquel.
Estos elementos, si quieren fusionarse, requieren del aporte energético. De esta manera el núcleo no puede sostenerse pues la presión de la radiación disminuye drásticamente. Las estrellas se mantienen estables a partir de la compensación entre la fuerza de gravedad, que las intenta comprimir, con la presión de la radiación, que las fuerza a expandirse. Entonces, cuando la estrella se queda sin presión de radiación, el núcleo en sí y las capas exteriores colapsan bajo el peso propio y se precipitan hacia el centro de la estrella.
Entonces, a medida que la estrella llega al final de la secuencia principal, el ritmo de cambio alcanza una velocidad frenética. Las últimas etapas como generadora de energía que finalizan con el desarrollo de un centro de hierro y níquel, duran solamente días. Con las reservas de energía agotadas, la estrella se transforma en una esfera gaseosa con un denso núcleo de hierro y níquel de tamaño algo menor que el de la Tierra pero con una masa mayor que la del Sol. La densidad de este núcleo es enorme y su material está sometido a presiones gigantescas.
Alrededor de este núcleo denso hay una delgada capa de silicio, envuelto en escudos de elementos más livianos. La estrella completa tiene un diámetro de entre medio centenar de diámetros solares a varios centenares. El núcleo férrico como se dijo ya no puede producir energía por fusión, pero debe soportar el peso de toda la estrella.


Inicialmente no le resulta difícil soportar dicho peso, pues la enorme densidad que posee lo ha hecho llegar al punto de lo que se conoce como materia “degenerada”. Técnicamente esta materia se mantiene estable gracias al principio de exclusión entre partículas subatómicas de Wolfgang Pauli. En concreto, este núcleo de hierro y níquel rígido se denomina enana blanca, y se mantiene estable gracias al principio de exclusión entre electrones.

Aunque, a medida que la capa de silicio continúa su proceso de fusión termonuclear, agrega más núcleos de hierro hacia el interior. Poco a poco, la masa del núcleo de la estrella ya sin poder producir energía para mantenerse en expansión se acerca al límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares).

Cuando sobrepasa el límite, el estado de enana blanca no puede soportar el peso de las capas exteriores y el núcleo comienza a caer sobre sí mismo a partir del empuje de la propia gravedad. Este proceso hace elevar la temperatura del núcleo a valores del orden de los 3 mil millones de grados. Esta temperatura es suficiente como para desintegrar los núcleos de hierro produciendo neutrones y partículas alfa en un proceso denominado fotodesintegración. En este proceso, un núcleo de hierro es golpeado por un fotón para producir 13 núcleos de helio-4 más 4 neutrones. A su vez, estos fotones también golpean a los núcleos de helio 4 para producir dos protones más dos neutrones. De esta manera, se inunda todo el núcleo de la estrella con protones y neutrones.

Estas reacciones de fotodesintegración ocurren a costa de la energía circundante, de modo que el núcleo estelar se enfría en el proceso, drena energía y baja la presión.

Al ocurrir este descenso brusco de la presión interna, el colapso estelar se intensifica. A medida que el centro de la estrella se comprime, los electrones se juntan de tal manera que se produce la reacción de neutronización, donde electrones más protones producen neutrones más neutrinos. De esta manera, todos los protones generados por la fotodesintegración se transforman en más neutrones.
Es en este momento en que se crea un núcleo saturado de neutrones el cual se denomina neutronium (lo que más tarde dará origen, con suerte, a una estrella de neutrones). En este momento, un chorro de neutrinos que dura aproximadamente 10 segundos sale al espacio a intervalos regulares a medida que se produce la neutronización y el vaciamiento de neutrinos.

Pero los neutrinos portan algo de energía de la reacción y al ser tantos drenan al salir enormes cantidades de dicha energía. Este segundo evento es el determinante para acelerar el colapso, pues en unos cuantos segundos, cuando se producen los neutrones, el chorro de neutrinos se lleva en forma de energía la última esperanza de apuntalar la estrella.

Esto baja tanto la presión interior que las capas adyacentes al núcleo caen desordenadamente contra él. Este derrumbe se convierte en una explosión cuando estas capas más externas de material estelar se encuentran con el frente de choque del flujo de neutrinos. Este cascarón de neutrinos viajando en forma de onda de choque es denominado neutrinosfera.

Parte de la energía portada por los neutrinos es transferida a estas capas estelares en colapso lo que hace que en un tiempo muy breve se catapulte esta materia nuevamente hacia el exterior de la estrella. El fenómeno sería como golpear con un martillo contra un pesado yunque. El martillo saldrá despedido a gran velocidad en el retroceso del golpe. Estas capas que rebotan lo hacen a velocidades extremadamente altas, del orden de los 30 a 40 mil kilómetros por segundo.

Cuando la onda de choque arriba a la superficie estelar, varias horas más tarde, la gran fricción con el material estanco de la estrella genera una luminosidad enorme y se producen elementos más pesados por fusiones nucleares espontáneas. Este momento es el que genera el pico de luz de la supernova tipo II.

Si el núcleo de neutrones, el neutronium, posee una masa por debajo de las 3 masas solares, permanecerá así en un estado degenerado gracias al principio de exclusión entre neutrones. Si, por el contrario, el neutronium supera ese límite, denominado Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, el núcleo no soportará su propia gravedad y continuará colapsando hasta convertirse en un punto, una singularidad llamada agujero negro.

Unos cuantos kilómetros más afuera, se formará el horizonte de sucesos del agujero negro, el punto de no retorno, donde las capas exteriores de la estrella formarán un disco de acrecimiento.

Por Mariano Miguel Lanzi

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