Con esta tercera entrega se cierra la
trilogía, que usando a Betelgeuse como hilo conductor, me ha servido para
tratar la evolución de las estrellas masivas.
No lo había comentado
hasta ahora, pero la evolución de una estrella
viene determinada por su masa inicial: cuánto mayor sea ésta, menor será su
vida. Las estrellas más masivas, para mantener el equilibrio
hidrostático necesitan más energía y, por tanto, tardan menos en quemar su
combustible. Una estrella como Betelgeuse (con 20 veces la masa del Sol) tendrá
una vida de tan solo unos 8 millones de años, nada si lo comparamos con
los 10000 millones del Sol. Además, su evolución
estelar también será diferente: mientras que el Sol morirá como una
enana blanca, dejando tras de sí una hermosa nebulosa planetaria, Betelgeuse
explotará originando lo que será la supernova conocida más cercana a
nuestro planeta. Veámoslo con un poco de detalle.
LA VIDA COMO
SUPERGIGANTE ROJA
Una vez que la estrella se ha convertido
en una supergigante roja, permanecerá en esta fase todo lo que le queda de
vida, apenas un millón de años. La estrella, con una temperatura central alrededor
de los 200 millones de grados, quemará el helio del núcleo formando carbono y
oxígeno. De manera análoga a lo que sucedía cuando la estrella había consumido
todo el hidrógeno (como vimos en la entrada anterior), una vez que el helio se agota, el núcleo se
contrae aumentando considerablemente su temperatura. En el momento en que
ésta supera aproximadamente los 800
millones de grados comienza la ignición del carbono. En apenas 2000 años se
termina el combustible y se repite el proceso, que como vemos cada vez es mucho
más rápido y mucho más energético. A continuación, a una temperatura próxima a
los 1600 millones de grados y en algo menos de un año, se quema el neón que se
formó durante la combustión del carbono. De esta manera, en etapas sucesivas cada
vez más cortas, se siguen quemando elementos más pesados hasta llegar al azufre
y el silicio. Esta es la última etapa antes del colapso de la estrella: en
apenas dos semanas, con una temperatura en el núcleo por encima de los 3300
millones de grados, la estrella quema estos últimos elementos originando un
núcleo inerte de hierro y níquel. Llegados a este momento, pre-supernova, la
estrella ha adquirido la llamada estructura en capas de cebolla, donde de
manera concéntrica, se dispone el material que se ha ido produciendo en cada
una de las etapas que hemos visto:
Esquema, no a escala, de la
estructura en capas de cebolla de una estrella masiva justo antes del colapso
que dará lugar a una supernova
Y FINALMENTE … UNA
SUPERNOVA
Una
vez que se agota el silicio se paran las reacciones nucleares y el núcleo se
vuelve a contraer pero en este caso no llega a alcanzar la temperatura
suficiente para quemar el hierro. En un cierto momento el núcleo alcanza el
límite de Chandrasekhar y la desestabilización es definitiva, ya no hay vuelta
atrás. Se sigue contrayendo y al llegar en torno a los 10000 millones de
grados, la radiación emitida en el núcleo es tan energética que es capaz de
romper el hierro en elementos más pequeños (fotodesintegración) hasta
convertirlo mayoritariamente en una “sopa” de protones y neutrones.
Debido
a las condicones de alta densidad y temperatura, los electrones del núcleo son
capturados por los protones. Este proceso tiene dos consecuencias. La primera
es la formación como resultado de esta reacción de un flujo enorme de neutrones
(todavía más de los que ya había) y de neutrinos. Por otro lado, la
desaparición de los electrones, que hasta ahora eran los que con su presión
contrarrestaban el peso de las capas superiores, facilita el colapso del núcleo
en apenas un segundo, hasta alcanzar una densidad similar a la del núcleo de un
átomo. En este momento la presión que ejercen los neutrones es la clave para
frenar el colapso. Si la masa de lo que queda del núcleo es menor de unas tres veces
la masa del Sol, como en el caso de Betelgeuse, el colapso se detiene
formándonse lo que será una estrella de neutrones. Si, en cambio, su masa es
mayor, la presión ejercida por los neutrones no será suficiente para detener el
colapso y se acabará originando un agujero negro.
Al
mismo tiempo que sucede todo esto en el núcleo, las capas más externas que estaban
cayendo sobre él como consecuencia de la ruptura del equilibrio hidrostático, se
encuentran primero con la radiación energética que está desintegrando los átomos
de hierro, frenando su caída y posteriormente con el flujo de neutrinos. Estos
neutrinos, estaban atrapados “cayendo” durante el colapso. En el momento en que
éste se frena rebotan como un muelle y salen despedidos hacia el exterior a velocidades
supersónicas creando una onda de choque que se llevará por delante la envoltura
de la estrella que estaba precipitándose sobre el núcleo, liberándose una
ingente cantidad de energía. Se acaba de producir una supernova (concretamente
de tipo II, las más abundantes). Toda esta materia que la supernova ha expulsado
enriquece el medio interestelar y servirá para formar la siguiente generación
de estrellas, cerrándose el “ciclo de la vida”.
Sencilla animación de lo que sería
una explosión de supernova
¿SON MUY HABITUALES
ESTAS SUPERNOVAS?
Se estima que en una galaxia como la Vía
Láctea se producen, de media, dos supernovas por siglo. Esto no quiere decir
que todas sean visibles desde nuestra posición, ya que si por ejemplo, la
explosión se produjera por detrás del centro galáctico pasaría completamente
desapercibida. Antes de la aparición del telescopio, en
base a distintos testimonios históricos y a la posterior identificación y
estudio en el cielo de sus remanentes, se han podido datar una decena de
supernovas. La más famosa, sin duda, es la que atestiguaron astrónomos chinos
en 1054 y cuyos restos, la celebérrima nebulosa del cangrejo, muchos de
nosotros hemos podido observar con nuestros telescopios. Más recientes son las
últimas visibles a simple vista que corresponden a las observadas por Tycho (en
1572) y Kepler (1604). Todas ellas se produjeron en nuestra Galaxia motivo por
el que fueron muy brillantes, alcanzando magnitudes entre la -2.5 y la -6,
igualando e incluso superando el brillo de Venus.
Uno de los fenómenos astronómicos más
importantes de todos los tiempos por la gran repercusión que ha tenido y
todavía tiene es la supernova de 1987 (catalogada como SN 1987A). Esta
supernova explotó en la nebulosa de la Tarántula, un objeto muy conocido en los
cielos del hemisferio sur, el 23 de febrero de 1987 en la Gran Nube de Magallanes,
una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. Por sí sola esta supernova
merecería toda nuestra atención ya que ha sido el laboratorio donde poner a
prueba nuestros conocimientos de varias ramas de la física, aunque entrar en
detalle está fuera de la idea de esta entrada. Sin embargo, sí quería compartir
algunas imágenes donde se ve cómo era la estrella unos años antes de explotar,
poco tiempo (¿horas, días?) después de la explosión y en 2017, 30 años después
de la misma, donde se aprecia el remanente tan característico que se ha
originado.
Imágenes de la región en torno a la
SN 1987A antes y después de explotar (David Malin, Observatorio Astronómico
Angloaustraliano). Llegó a ser visible a simple vista como una estrella de
tercera magnitud
En el caso de Betelgeuse, a la que todavía le faltan unos 100000 años, su explosión
sería la más espectacular vista hasta ahora debido a que se encuentra muy cerca,
a tan solo unos 650 años luz. Como comparación, las supernovas históricas que
acabamos de comentar se encontraban en un rango entre los 6000 y 20000 años luz
y la SN 1987A, ya en otra galaxia, a unos 170000. Teniendo en cuenta todo esto,
se espera que el brillo que alcanzaría la explosión de Betelgeuse rondara la
magnitud -11, muy parecido al brillo de la luna casi llena. Durante varios
meses podríamos incluso verlo de día. A pesar de su proximidad, Betelgeuse no
está suficientemente cerca como para que su final pudiera suponer un riesgo
real para la vida en nuestro planeta.
Imagen de gran campo centrada en el
remanente de la SN 1987A (Telescopio espacial Hubble, enero de 2017)
SOBRE NOVAS Y
SUPERNOVAS
Para finalizar quería hacer un inciso y aclarar,
sin entrar en muchos detalles, las diferencias entre novas y supernovas. En
ambos casos se trata de estrellas que en un momento dado explotan liberando una
gran cantidad de energía que hace posible que, de manera repentina, sean
visibles en el cielo donde anteriormente “no” había nada. El término procede
del latín “stella nova” que Tycho utilizó para referirse a la “estrella nueva”
de cuya aparición en el cielo había sido testigo privilegiado. Posteriormente,
al observarse que no todas las novas eran iguales, se introdujo la palabra
supernova para aludir a las más brillantes. De hecho, hoy sabemos que estas
últimas son alrededor de un millón de veces más brillantes. Las novas, sin
embargo, son más frecuentes, produciéndose en torno a una docena al año. En mi
caso, puedo decir que en los últimos 15 años, con mi modesto equipo, he podido
observar media docena. De manera coloquial, teniendo en cuenta tanto su brillo
como su frecuencia, podemos suponer que
cuando se habla de supernovas nos estamos refiriendo a explosiones ocurridas en
otras galaxias mientras que en el caso de las novas hacemos referencia a las
producidas en nuestra galaxia.
En cuanto a su origen, la mayoría de las
supernovas que conocemos, unas tres cuartas partes, se producen por el colapso
del núcleo de una estrella masiva, tal y como se ha descrito anteriormente. Sin
embargo, el resto de supernovas (las de tipo Ia) y las novas se originan, de
manera parecida aunque no igual, en sistemas binarios cerrados donde se produce
transferencia de masa de una estrella evolucionada a una enana blanca. A
diferencia de las supernovas, en muchos casos las novas son recurrentes (no se
destruyen después de la explosión y pueden repetir el proceso varias veces antes
de morir definitivamente).
Con estas entradas he intentado explicar de manera sencilla y sin perder rigurosidad lo complicado que es una estrella tan grande y masiva como Betelgeuse. Espero haberlo conseguido, despertando o saciando en cada caso la curiosidad de los lectores y que la próxima vez que nuestra mirada se detenga en el cielo estrellado la veamos con otros ojos, a poder ser, desde fuera casa.
