En 1929 el astrónomo estadounidense Harlow Shapley dijo: “We
organic beings who call ourselves humans are made of the same stuff as the
stars” (“Nosotros, los seres orgánicos que nos llamamos seres humanos estamos
hechos de la misma materia que las estrellas”)
Carl Sagan, en su famoso documental “Cosmos”,
popularizó la frase : “Somos polvo de estrellas”
LAS SUPERNOVAS Y LA VIDA
Con el Big Bang, esa primera chispa iniciática, se produce una
enorme explosión de simples átomos de hidrógeno que dio lugar a las
estrellas. Fueron ellas las que generaron los demás elementos (carbono, azufre,
hierro, helio, magnesio, cobalto, silicio…) que conformaron la materia
inorgánica, de la que la vida puede considerarse una de sus formas
Las explosiones de “supernovas” producidas como parte de ese proceso
de combustión son brotes violentos que expulsan materia y lanzan al espacio un
“huracán de polvo estelar” creador de galaxias y planetas, y que también
vuelve a condensarse, a formar nuevas estrellas que podrían explotar, en un
eterno volver a empezar…
El proceso se ha repetido varios miles de millones de años, hasta que por
pura carambola ese huracán de polvo de estrellas creó nuestro planeta e hizo
posible la vida en la Tierra. Primero fueron las estrellas, sus
explosiones, y luego esa materia pesada, esos metales que se condensaron y
tomaron la forma de planetas, donde la química del carbono que debemos a
las estrellas acabó originando la vida orgánica. Sin supernovas no hay
vida. No, al menos, tal y como la conocemos. No estaríamos aquí, pues no se
hubieran generado los metales que hicieron nacer más estrellas, planetas y la
vida misma.
Video de Discovey Channel:
ULTIMAS ETAPAS EN LA VIDA DE UNA ESTRELLA MASIVA
Consideramos aquí estrellas masivas a aquellas que al
formarse tienen una masa mayor a unas 10 masas solares (MS), es decir,
cuya masa es mayor a 10 veces la del Sol.
Estas estrellas, al ser tan grandes, tienen temperaturas mucho más altas, tanto en sus superficies como en sus núcleos, que las que ocurren en el Sol (cuya superficie está a 6000 K, mientras que una estrella de 15 MS tiene una temperatura superficial de 28 000 K.) Es por esto que las estrellas más masivas queman el hidrógeno del núcleo más rápido, haciéndolas más brillantes.
Estas estrellas, al ser tan grandes, tienen temperaturas mucho más altas, tanto en sus superficies como en sus núcleos, que las que ocurren en el Sol (cuya superficie está a 6000 K, mientras que una estrella de 15 MS tiene una temperatura superficial de 28 000 K.) Es por esto que las estrellas más masivas queman el hidrógeno del núcleo más rápido, haciéndolas más brillantes.
Se dice que una estrella se encuentra en la secuencia
principal cuando en su núcleo se llevan a cabo las reacciones nucleares que
transforman hidrógeno en helio (en el Sol esto ocurre a razón de 400 millones
de toneladas por segundo), liberando así la energía que hace que la estrella
brille. Al quemarse hidrógeno en helio se lleva a cabo una reacción exotérmica,
es decir, una reacción que libera energía. Cuando una estrella masiva termina
su estancia en la secuencia principal se convierte en una estrella
súpergigante, y su evolución se vuelve mas rápida. Dos ejemplos de estrellas
súpergigantes son las estrellas de Betelgeuse y Rigel en la constelación de
Orión. Betelgeuse es 1000 veces más grande que el Sol, y 20 veces más masiva.
Rigel a su vez es 17 veces más masiva que el Sol.
Para entender un poco qué es lo que le pasa a la
estrella al final de su vida, es importante entender primero cómo es que
permanece en equilibrio cuando está en la secuencia principal. Podemos
imaginar, por ejemplo, que tenemos un globo que está siendo apretado por
alguien. Para mantener el globo inflado necesitamos que alguien esté soplando,
y así contrarrestar el “apachurramiento”, o compresión. Si la persona que está
soplando se cansa y deja de soplar, el globo se desinflaría. Algo parecido le
pasa a la estrella: su masa tiende a “apachurrarla” debido a la fuerza de
gravedad, pero las reacciones nucleares que se llevan a cabo en el núcleo
generan energía, que tiende a “inflarla”, y la mantienen así en equilibrio.
Entonces, conforme se agota el combustible (hidrógeno) la energía generada por las reacciones nucleares disminuye, y la estrella empieza a contraerse.
Entonces, conforme se agota el combustible (hidrógeno) la energía generada por las reacciones nucleares disminuye, y la estrella empieza a contraerse.
Esta contracción hace a su vez que la temperatura
aumente considerablemente en el núcleo, y que sea posible que la estrella
empiece a quemar el helio (ceniza de la primera ronda de reacciones) para
producir carbono (es decir, una temperatura mayor permite que se lleven a cabo
reacciones entre elementos más pesados). Al iniciarse esta combustión, se
vuelve a alcanzar un equilibrio entre la atracción gravitacional y la presión
producida por la liberación de energía en las reacciones nucleares (o en
referencia a la analogía del globo, otra persona retomaría el cargo de
inflador). Esta misma contracción hace que una capa alrededor del núcleo
empiece a quemar hidrógeno en helio. Por lo tanto, en este momento se están
llevando a cabo dos reacciones simultáneas en la estrella, pero de elementos
diferentes. En el núcleo el helio se transforma en carbono, y en una capa
alrededor del núcleo el hidrógeno se quema para formar helio.
Como es de esperarse, llega un punto en el que el
Helio también escasea, ya que la gran mayoría del núcleo ha sido convertido en
carbono. En ese momento viene de nuevo una contracción de la estrella, seguida
de un aumento de temperatura. Cuando el núcleo alcanza una temperatura de
alrededor de 3 x 
K otra reacción nuclear se incia, y un
átomo de carbono se une a uno de helio, dando como resultado oxígeno.
Exactamente como con la primera contracción, alrededor del núcleo se forma una
capa que quema helio en carbono, y alrededor de esta capa se forma otra capa en
la que se quema hidrógeno en helio.
K otra reacción nuclear se incia, y un
átomo de carbono se une a uno de helio, dando como resultado oxígeno.
Exactamente como con la primera contracción, alrededor del núcleo se forma una
capa que quema helio en carbono, y alrededor de esta capa se forma otra capa en
la que se quema hidrógeno en helio.
A partir de este punto en la vida de la estrella la
historia se repite continuamente; cuando el combustible del núcleo se agota, el
nuevo elemento formado empieza a quemarse para producir elementos cada vez más
pesados; siempre y cuando la contracción del núcleo eleve la temperatura lo
suficiente como para que se encienda una siguiente ronda de reacciones
nucleares.
En este momento podemos imaginarnos a la estrella como una cebolla, es decir, formada por capas. En cada capa se lleva a cabo la reacción nuclear de elementos diferentes, con los más pesados siendo producidos hacia el centro.
En este momento podemos imaginarnos a la estrella como una cebolla, es decir, formada por capas. En cada capa se lleva a cabo la reacción nuclear de elementos diferentes, con los más pesados siendo producidos hacia el centro.
Las reacciones nucleares llevadas a cabo hasta este
momento son reacciones exotérmicas. Sin embargo, cada vez que se genera un
elemento más pesado se libera menos energía. Esto mismo hace que el tiempo que
dura cada combustión vaya disminuyendo. Por ejemplo, la vida de una estrella de
25 MS está distribuida como sigue:
Elemento que se quema en el núcleo |
Tiempo que tarda en quemarse
|
Hidrógeno
|
7 x
 años |
Helio
|
5 x
 años |
Carbón
|
600 años
|
Neón
|
1 año
|
Oxígeno
|
6 meses
|
Silicio
|
1 día
|
La formación de hierro es la
última reacción nuclear en la cual se libera energía. Para formar elementos más
pesados se necesita proveer a la estrella de energía; las reacciones nucleares
se vuelven endotérmicas. Una reacción endotérmica es aquella que necesita
energía para poder llevarse a cabo. Por lo tanto al llegar al hierro, las
reacciones nucleares se detienen. Sólo las estrellas masivas aquí consideradas
llegan a este punto. Si la masa no es suficientemente grande, la combustión
esencialmente se habrá detenido en algún punto intermedio de la tabla dada aquí
(por ejemplo, el Sol nunca llegará a la etapa de combustión de carbono).
SUPERNOVAS
Al detenerse las reacciones
nucleares mencionadas en Últimas etapas de una Estrella Masiva, la estrella empieza a contraerse nuevamente. Como ya
no se están llevando a cabo reacciones nucleares, lo único que puede detener la
contracción gravitacional de la estrella es la presión generada por los
electrones del núcleo de la estrella (conocida 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 (MS) (conocida como la Masa Limite de Chandrasekhar, por el
astrofísico Hindú que la descubrió en 1930 ), esta presión no es suficiente
para soportar el peso de la estrella, por lo que continúa contrayéndose. En
consecuencia, la temperatura del núcleo continúa elevándose, y cuando
alcanza la temperatura de 
K, el hierro empieza a fotodesintegrarse:
literalmente se “rompe” en elementos más livianos produciendo partículas α (una
partícula α es un núcleo de helio) , protones y neutrones. Por otro lado, la
densidad y la temperatura en el núcleo se vuelven tan altas que los electrones
son capturados por protones, formando neutrones y neutrinos.
K, el hierro empieza a fotodesintegrarse:
literalmente se “rompe” en elementos más livianos produciendo partículas α (una
partícula α es un núcleo de helio) , protones y neutrones. Por otro lado, la
densidad y la temperatura en el núcleo se vuelven tan altas que los electrones
son capturados por protones, formando neutrones y neutrinos.
Debido a esta reacción, los
electrones del núcleo de la estrella desaparecen, y junto con ellos desaparece
la presión que ejercían y que contrarrestaba a la contracción gravitacional. Lo
que sucede entonces, es que el núcleo se colapsa súbitamente (en
aproximadamente 1 segundo) y es comprimido hasta alcanzar una densidad similar
a la del núcleo de un átomo (≈ 3 x 
kg/m3).
Al llegar a esta densidad, los neutrones comienzan a generar presión, y si en este momento la masa de la estrella es menor que 3 MS, la presión que generan es lo suficientemente alta como para detener el colapso.
kg/m3).Al llegar a esta densidad, los neutrones comienzan a generar presión, y si en este momento la masa de la estrella es menor que 3 MS, la presión que generan es lo suficientemente alta como para detener el colapso.
El núcleo interno de la
estrella ha formado ahora una estrella de neutrones, la cual se mantiene en equilibrio gracias a la
presión de los neutrones. La contracción que se produce con el agotamiento de
los electrones libera una gran cantidad de energía gravitacional, por lo que
las partes externas de la estrella son expulsadas en una gran explosión. En
este momento la estrella aumenta repentinamente su brillo hasta en un factor de
(es decir, aumenta su brillo unas cien
millones de veces), lo cual la puede hacer más luminosa inclusive que la
galaxia completa. Estas explosiones son visibles a grandes distancias, y
producen remanentes de gas en expansión que son visibles decenas de miles de
años después de la explosión.
(es decir, aumenta su brillo unas cien
millones de veces), lo cual la puede hacer más luminosa inclusive que la
galaxia completa. Estas explosiones son visibles a grandes distancias, y
producen remanentes de gas en expansión que son visibles decenas de miles de
años después de la explosión.
Registros
Históricos de Explosiones de Supernovas
Por ejemplo, se tienen
registros hechos por los chinos de la explosión de una supernova en el año
1054. El astrólogo de la corte china Yang Wei-te anunció la aparición de una
nueva estrella, la cual era sumamente brillante. Los registros chinos la ubican
en la constelación de Tauro. Se tienen registros de esta misma explosión de
supernova por parte de los árabes y japoneses. Fue observada durante dos años,
en los cuales su brillo llegó a superar el de Venus, y luego fue disminuyendo
hasta desaparecer.
Los astrónomos Jan Oort y Nicholas Mayall publicaron en 1942 un artículo, acompañado por una recopilación de información histórica de un experto en culturas orientales, mostrando que la Nebulosa del Cangrejo corresponde con la estrella observada por los chinos en 1054.
Los astrónomos Jan Oort y Nicholas Mayall publicaron en 1942 un artículo, acompañado por una recopilación de información histórica de un experto en culturas orientales, mostrando que la Nebulosa del Cangrejo corresponde con la estrella observada por los chinos en 1054.
En noviembre de 1572, el
astrónomo danés Tycho Brahe se percató de la repentina aparición de una nueva
estrella brillante en la constelación de Casiopea. Esta estrella tuvo un brillo
comparable al de Venus, y podía ser observada inclusive a la luz del día. Dejó
registro del brillo y color de la estrella nueva hasta marzo de 1574, cuando
dejó de ser visible a simple vista. La misma estrella fue observada en otras
partes de Europa, en China y en Corea, durante los mismos dieciséis meses. Se
cree que esta nueva estrella fue una de las últimas explosiones de supernova
registradas en la Vía Láctea.
En octubre de 1604 otra
explosión de supernova fue descubierta en la constelación de Ofiuco. Kepler la
estudió cuidadosamente, siguiendo el ejemplo de Brahe. Desde que se creó el
primer telescopio, la única supernova observada desde la Tierra en la Vía
Láctea o su vecindad inmediata ocurrió en la nube mayor de Magallanes, a 175
000 años luz de distancia.
CREACIÓN DE ELEMENTOS PESADOS DURANTE LA EXPLOSIÓN DE
UNA SUPERNOVA
Ya vimos que durante la vida de una estrella pueden formarse elementos
pesados, pero sólo hasta el hierro. Lo que ahora vamos a ver es que durante una
explosión de supernova es posible crear elementos más pesados que el hierro.
Esto se basa en un proceso llamado proceso-r (la r viene de rápido).
Durante las reacciones nucleares se forman isótopos inestables, es decir, elementos que tienen un tiempo de vida muy corto. La única manera en que podrían llegar a convertirse en elementos estables sería capturando un neutrón. El problema es que generalmente no hay gran abundancia de neutrones libres, ya que la vida media de un neutrón aislado es muy corta también. Es decir, un neutrón decae en unos cuantos minutos en un electrón y un protón.
Durante las reacciones nucleares se forman isótopos inestables, es decir, elementos que tienen un tiempo de vida muy corto. La única manera en que podrían llegar a convertirse en elementos estables sería capturando un neutrón. El problema es que generalmente no hay gran abundancia de neutrones libres, ya que la vida media de un neutrón aislado es muy corta también. Es decir, un neutrón decae en unos cuantos minutos en un electrón y un protón.
No es difícil adivinar cuándo una estrella tiene suficientes neutrones como
para que un proceso así pueda llevarse a cabo: justamente cuando se da la
fotodesintegración del hierro y los electrones se unen a los protones,
formándose una cantidad enorme de neutrones libres.
Como justo en este momento también se lleva a cabo la explosión de las capas externas de la estrella, éstas adquieren temperaturas lo suficientemente altas como para iniciar reacciones que conviertan el hidrógeno y helio presentes en elementos más pesados (hasta el hierro). Pero como en ese momento hay tantos neutrones, los isótopos creados pueden capturarlos y de esta forma se forman elementos más allá del hierro (elementos transférricos).
Un ejemplo de elementos creados mediante este proceso son el oro y el plutonio. Lo impresionante es que el tiempo en el que este proceso se lleva a cabo ¡es de tan solo unos segundos! Ahora es más fácil entender por qué son tan caros, pueden ser creados únicamente durante unos momentos en la explosión de una supernova.
Como justo en este momento también se lleva a cabo la explosión de las capas externas de la estrella, éstas adquieren temperaturas lo suficientemente altas como para iniciar reacciones que conviertan el hidrógeno y helio presentes en elementos más pesados (hasta el hierro). Pero como en ese momento hay tantos neutrones, los isótopos creados pueden capturarlos y de esta forma se forman elementos más allá del hierro (elementos transférricos).
Un ejemplo de elementos creados mediante este proceso son el oro y el plutonio. Lo impresionante es que el tiempo en el que este proceso se lleva a cabo ¡es de tan solo unos segundos! Ahora es más fácil entender por qué son tan caros, pueden ser creados únicamente durante unos momentos en la explosión de una supernova.
Una explosión de supernova es importante no solamente porque ahí es en
donde se crean muchos elementos pesados, sino que gracias a esta misma
explosión estos elementos se esparcen por el medio interestelar. Las capas
externas de la supernova, que contienen una mezcla de todos los elementos
formados a lo largo de la vida de la estrella, salen expulsadas a miles de
kilómetros por segundo. Esto contribuye al enriquecimiento químico de las
galaxias. Todos los elementos químicos que vemos a nuestro alrededor
(excepto el hidrogeno y parte del helio) fueron formados en el centro de
las estrellas, y expulsados al medio circundante durante las etapas finales de
su vida.
MIRANDO HACIA EL CIELO DE INVIERNO EN BUSCA DE
SUPERNOVAS
En el cielo de invierno reina, por encima de todo, la Constelación de Orión
Pero, al lado, la Constelación de Tauro encierra dos maravillas, Las
Pléyades y la Nebulosa del Cangrejo
Para una fácil localización, ver el siguiente enlace:
-Características
La Nebulosa del Cangrejo (M1) es un resto de supernova de
tipo plerión resultante de la explosión de una supernova en la constelación de
Taurus. El centro de la nebulosa contiene un púlsar que gira sobre sí
mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que
van desde los rayos gamma a las ondas de radio. Esta nebulosa fue el
primer objeto astronómico identificado con una explosión de supernova. El
descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las
explosiones de supernova producen púlsares. La nebulosa sirve como una fuente
de radiación útil para estudiar cuerpos celestes que la ocultan.
PERO NO PODEMOS TERMINAR ESTE ESCRITO SIN HABLAR DE LAS
PLÉYADES
Siempre han sido una referencia en la historia de la humanidad, por
diferentes razones:
-Mitológicas
Las Pléyades fueron las siete hijas del titán Atlas,
el que fue castigado a sostener sobre sus hombros la bóveda celeste después de
la guerra entre los titanes y los dioses olímpicos, y de la ninfa Pleione. Eran
hermanas de Calypso y de las Hespéridas. Sus nombres eran Maya, Electra,
Taigete, Alcíone, Selene, Estérope y Mérope.
Las Pléyades eran las compañeras de Artemisa, diosa
de la caza y la agricultura. Orión el cazador, prendado de su belleza, las
persiguió durante siete años por los bosques. Ante las protestas de Atlas, Zeus
envió un toro para protegerlas, que se interpuso entre ellas y Orión. Orión lo
venció enfrentándose a él con un escudo y un garrote
Luego Zeus envió un escorpión venenoso para librar a las
Pléyades de Orión. Otra leyenda cuenta que Zeus las transformó en palomas para
librarlas de la persecución y luego en estrellas para consolar a su padre.
Por eso en el cielo la constelación de Tauro se encuentra
entre la constelación de Orión y la constelación de las Pléyades.
Cuando en el cielo del este aparece la constelación de Scorpius (el escorpión),
Orión huye por el oeste y nunca se encuentran.
-Cosechas/Navegación
Todas las culturas antiguas tienen historias y leyendas
acerca de estas estrellas. Su desaparición en el cielo de mayo hasta su
aparición en el cielo otoñal marcaban la época de las cosechas y la época
de navegación
-Misma apuesta que hace dos mil quinientos años
Nuestros antepasados echaban apuestas sobre quién tenía la
mejor agudeza visual: levantaban la cabeza sobre el cúmulo de Las Pléyades y
ganaba el que veía más estrellas
Para mí no deja de ser impactante pensar que estamos viendo lo mismo que
nuestros antepasados
Un cordial saludo
Alvaro Ballesteros
