Supernovas

Como os he contado tantas veces que no tengo dedos en las manos para contarlas, el universo es un ser vivo donde, todas sus partes, tienen sus ciclos. Es decir, los elementos que contienen este universo, tienen unos ciclos de vida desde que son partículas elementales, hasta que vuelven a serlas ya que, como siempre, hay que ver el principio universal de que la energía ni se crea ni se destruye, solo se transforma y, por lo tanto, lo mismo podemos ver de la masa.

Las estrellas también tienen sus ciclos de vida. Desde que son mero polvo cósmico que, por gravedad, se van condensando poco a poco, hasta que tienen un fin dependiendo del tamaño, ya sea un agujero negro, ya sea una enana blanca, ya sea convirtiéndose en una nebulosa, ya sea morir a través de escupir rayos gamma hasta que se “evapora”…

Sí amigos, el fin de una estrella depende del tamaño y, sobre todo, de la masa de la misma y este es el que, por causas físicas y, primordialmente de la mayor causa física de la que nadie puede escapar en este universo para bien o para mal, la gravedad, indicara su final.

Existen un tipo de estrellas que su masa se considera “elevada” (elevada respecto a una norma, nuestro Sol) de a partir de 10 masas solares cuya final o paso antes del final es convertirse en una supernova.

¿Que es una supernova?. Es muy sencillo. Si nos imaginamos una estrella como una chimenea de leña, veremos que en la chimenea tendremos fuego mientras haya combustible (ya, y oxigeno, no me seáis tiquismiquis). En la formación de las estrellas, el elemento más común que existe en el universo y que es la base de todo es el hidrogeno, un átomo nada pesado, el primero de la tabla periódica, y el más abundante por lo simple que es. Así que las estrellas, por gravedad, han ido cogiendo el hidrogeno en forma de gas que hay a su alrededor y, en el centro, donde hay mucha gravedad y presión, mediante fusión, ha cogido dos átomos de hidrogeno, apretando apretando, los ha convertido en helio (escupiendo de paso, aparte de mucha energía, un neutrino y un anti electrón, dicho sea de paso además de fotones y por lo tanto, mucha luz y calor… pero eso es otra historia).

Este bonito proceso que ocurre en el horno del sol, en la chimenea del sol es perfecto. El problema, como pasa en una chimenea de leña es cuando se acaba la leña. Podemos ver, cuando se quema que la leña se colapsa, es decir, que la estructura interna de la leña no soporta el peso del exterior y la leña se parte. Algo parecido (y cogido por los pelos) les pasa a las estrellas. Hay un momento en que empieza a faltar hidrogeno y la presión y gravedad del centro es incapaz de hacer algo con el helio (que lo hace, convierte el helio en otros materiales pesados, como oxigeno, carbono…) y como el centro de la estrella no tiene tanta masa es incapaz de atraer a las partes exteriores de la estrella. Es decir, no tiene un núcleo fuerte con gran masa que atraiga a toda la estrella y la mantiene estable.

¿Que pasa entonces?. Pues hombre, fotones que “tiran pa’fuera”, energía que irradia y no la suficiente gravedad para mantenerlo todo unido… la parte más externa de la estrella, la cromoesfera y la corona (las que vemos), se escapan de la estrella. Esto pasa tan de golpe o no, dependiendo de la masa de la estrella, que es como una explosión y, desde fuera, se dice que la estrella se ha convertido en supernova. Cuando el proceso es lento y las capas se van “marchando” poco a poco, parece que la estrella crece y se dice que se convierte en una gigante roja, donde el color rojizo es principalmente por los materiales y la longitud de onda de la energía que irradia. Al final, ya sea lento o rápido, no hay gravedad en el núcleo suficiente para mantenerlo todo junto y la estrella hace “pop”, expulsando sus capas más externas.

A la par, en lo que se pierden las capas externas, la estrella se colapsa. Es decir, la parte interna, que no tiene que sujetar nada y, dependiendo de la masa de la estrella y los materiales que hay en el núcleo (centro) se hace más pequeña, se colpasa, teniendo un núcleo no de hidrogeno (que hay) y si más de helio. Esta nueva estrella, ayudada por la gravedad de materiales más pesados, suele ser mas densa que la primigenia, como las ascuas de nuestra chimenea… pero esto es otra gran historia.

Al final, una supernova, solo es un estado intermedio en la vida de ciertas estrellas de cierto tamaño así que, ¿como conocemos el tamaño para saber cual pasa a que?. Para ello un científico indio llamado Subrahmanyan Chandrasekhar calculo lo que se llamo limite de Chandrasekhar. Este limite indica cuanta masa ha de tener la estrella para que se convierta en un agujero negro o una estrella de neutrones, es decir, una estrella que se convertirá en supernova en algún momento de su vida.

¿Como calculo Subrahmanyan Chandrasekhar el limite?. Pues es una pregunta muy curiosa y divertida. Como he indicado una estrella, el que se mantenga unida, es un tira y afloja entre la gravedad y la energía que emite. Calculando la energía a través de su desintegración podemos saber la masa si tomamos que la estrella esta formada por hidrogeno que hace falta para que el sistema se mantenga estable. Si la masa es mayor, bingo.

Subrahmanyan Chandrasekhar calculo que 1,5 veces la masa del Sol seria suficiente. Por lo que nuestro astro, cuando se empiece a quedar sin combustible va a sufrir un proceso de convertirse en una gigante roja muy lentamente, tanto, que estará así muchos miles de años antes de convertirse en una enana blanca y continuar así otros miles de millones de años hasta que se evapore dejando una nube de materiales pesados. Es decir, no se va a convertir o va a explosionar como una supernova sino que se ira consumiendo lentamente y la perdida de las capas externas no sera tan “explosiva” como una supernova.

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