supernova en la constelación de Casiopea. El material circundante y la emisión continua de radiación electromagnética desempeñan un papel en la iluminación continua del remanente. NASA, ESA y la colaboración Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble. Agradecimientos: Robert A. Fesen (Dartmouth College, EE.UU.) y James Long (ESA/Hubble)
Crea una estrella lo suficientemente masiva y no se apagará con un gemido como lo hará nuestro Sol, ardiendo suavemente durante miles de millones de años antes de contraerse en una enana blanca. Por el contrario, su núcleo se colapsará, dando lugar a una reacción de fusión descontrolada que hará estallar las partes exteriores de la estrella en una explosión de supernova, mientras que el interior se colapsa hasta convertirse en una estrella de neutrones o en un agujero negro. Al menos, ésa es la opinión generalizada. Pero si la estrella es lo suficientemente masiva, es posible que no se produzca ninguna supernova. Otra posibilidad es el colapso directo, en el que toda la estrella desaparece y forma un agujero negro. Otra posibilidad es la conocida como hipernova, que es mucho más energética y luminosa que una supernova, y no deja ningún remanente del núcleo. ¿Cómo terminarán su vida las estrellas más masivas de todas? Esto es lo que la ciencia tiene que decir hasta ahora.
visible en rayos X, radio y longitudes de onda infrarrojas. Se necesita una estrella al menos 8-10 veces más masiva que el Sol para convertirse en supernova, y crear los elementos pesados necesarios que el Universo requiere para tener un planeta como la Tierra. Rayos X: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Infrarrojo: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Toda estrella, cuando nace, fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. Las estrellas similares al Sol, las enanas rojas que son sólo unas pocas veces más grandes que Júpiter y las estrellas supermasivas que son decenas o cientos de veces más masivas que la nuestra, todas sufren esta reacción nuclear de primera etapa. Cuanto más masiva es una estrella, más alta es la temperatura de su núcleo y más rápido quema su combustible nuclear. Cuando el núcleo de una estrella se queda sin hidrógeno para fusionar, se contrae y se calienta, donde -si se calienta y densifica lo suficiente- puede empezar a fusionar elementos aún más pesados. Las estrellas parecidas al Sol se calientan lo suficiente, una vez que se completa la combustión del hidrógeno, para fusionar el helio en carbono, pero ese es el final de la línea en el Sol. Se necesita una estrella unas ocho (o más) veces más masiva que nuestro Sol para pasar a la siguiente etapa: la fusión de carbono.
su nebulosa circundante, es una de las miles de estrellas de la Vía Láctea que podría ser la próxima supernova de nuestra galaxia. También es mucho, mucho más grande y masiva de lo que podría formarse en un Universo que sólo contenga hidrógeno y helio, y podría estar ya en la etapa de quema de carbono de su vida. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Si tu estrella es tan masiva, sin embargo, estás destinado a unos verdaderos fuegos artificiales cósmicos. A diferencia de las estrellas parecidas al Sol, que desprenden suavemente sus capas exteriores en una nebulosa planetaria y se contraen hasta convertirse en una enana blanca (rica en carbono y oxígeno), o de las enanas rojas que nunca llegan a quemar helio y simplemente se contraen hasta convertirse en una enana blanca (basada en el helio), las estrellas más masivas están destinadas a un evento cataclísmico. En la mayoría de los casos, especialmente hacia el extremo de menor masa (~20 masas solares y menos) del espectro, la temperatura del núcleo sigue aumentando a medida que la fusión se desplaza hacia elementos más pesados: desde el carbono hasta el oxígeno y/o la combustión de neón, y luego hacia arriba en la tabla periódica hasta la combustión de magnesio, silicio y azufre, que culmina en un núcleo de hierro, cobalto y níquel. Como la fusión de estos elementos costaría más energía de la que se gana, es aquí donde el núcleo implosiona, y de donde se obtiene una supernova de colapso del núcleo.
vida, culminando en una Supernova de Tipo II. Nicole Rager Fuller para la NSF
Es un final brillante y espectacular para muchas de las estrellas masivas de nuestro Universo. De todas las estrellas que se crean en este Universo, menos del 1% son lo suficientemente masivas como para alcanzar este destino. A medida que aumentan las masas, es cada vez más raro tener una estrella tan grande. Alrededor del 80% de las estrellas del Universo son enanas rojas: sólo el 40% de la masa del Sol o menos. El propio Sol es más masivo que cerca del 95% de las estrellas del Universo. El cielo nocturno está lleno de estrellas excepcionalmente brillantes: las más fáciles de ver para el ojo humano. Sin embargo, más allá del límite inferior de las supernovas, hay estrellas que tienen muchas docenas o incluso cientos de veces la masa de nuestro Sol. Son raras, pero cósmicamente son extremadamente importantes. La razón es que las supernovas no son la única forma en que estas estrellas masivas pueden vivir o morir.
remanente de supernova ocurrido hace miles de años. Si las supernovas lejanas se encuentran en entornos más polvorientos que sus homólogas actuales, esto podría requerir una corrección de nuestra comprensión actual de la energía oscura. T.A. Rector/Universidad de Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN y NOAO/AURA/NSF
En primer lugar, muchas estrellas masivas tienen salidas y eyecciones. Con el tiempo, cuando se acercan al final de sus vidas o al final de una etapa particular de la fusión, algo hace que el núcleo se contraiga brevemente, lo que a su vez hace que se caliente. Cuando el núcleo se calienta, el ritmo de todos los tipos de fusión nuclear aumenta, lo que conduce a un rápido incremento de la energía creada en el núcleo de una estrella. Este aumento de energía puede hacer estallar grandes cantidades de masa, creando un evento conocido como impostor de supernova: más brillante que cualquier estrella normal, haciendo que se pierda hasta decenas de masas solares de material. La estrella Eta Carinae (abajo) se convirtió en una impostora de supernova en el siglo XIX, pero dentro de la nebulosa que creó sigue ardiendo, esperando su destino final.
precipitó una gigantesca erupción, arrojando al medio interestelar material por valor de muchos soles desde Eta Carinae. Las estrellas de gran masa como ésta en galaxias ricas en metales, como la nuestra, expulsan grandes fracciones de masa de un modo que no lo hacen las estrellas de galaxias más pequeñas y de menor metalicidad. Nathan Smith (Universidad de California, Berkeley), y NASA
¿Cuál será el destino final de una estrella más masiva que 20 veces nuestro Sol? Bueno, hay tres posibilidades, y no estamos del todo seguros de cuáles son las condiciones que pueden impulsar cada una de ellas. Una es una supernova, de la que ya hemos hablado. Cualquier estrella ultramasiva que pierda suficiente «materia» que la compone puede convertirse fácilmente en supernova si la estructura general de la estrella cae repentinamente en el rango de masa adecuado. Pero hay otros dos rangos de masa -y de nuevo, no estamos seguros de cuáles son los números exactos- que permiten otros dos resultados. Ambos deben existir; ya han sido observados.
estrella masiva, de unas 25 veces la masa del Sol, que ha dejado de existir, sin supernova u otra explicación. El colapso directo es la única explicación candidata razonable. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Agujeros negros de colapso directo. Cuando una estrella se convierte en supernova, su núcleo implosiona y puede convertirse en una estrella de neutrones o en un agujero negro, dependiendo de la masa. Pero el año pasado, por primera vez, los astrónomos observaron la desaparición de una estrella de 25 masas solares. Las estrellas no desaparecen sin más, pero hay una explicación física para lo que podría haber ocurrido: el núcleo de la estrella dejó de producir suficiente presión de radiación hacia el exterior para equilibrar la atracción de la gravedad hacia el interior. Si la región central se vuelve lo suficientemente densa, es decir, si se compacta suficiente masa dentro de un volumen lo suficientemente pequeño, se formará un horizonte de sucesos y se creará un agujero negro. Y si se hace un agujero negro, todo lo demás puede ser arrastrado hacia adentro.
resaltada por estrellas azules masivas, de corta vida y brillantes. Dentro de sólo unos 10 millones de años, la mayoría de las más masivas explotarán en una supernova de tipo II… o puede que directamente colapsen. Encuesta ESO / VST
Se ha teorizado que el colapso directo ocurre en estrellas muy masivas, más allá de quizás 200-250 masas solares. Pero la reciente desaparición de una estrella de tan baja masa ha puesto en duda todo eso. Tal vez no entendamos el interior de los núcleos estelares tan bien como creemos, y tal vez haya múltiples maneras de que una estrella simplemente implosione por completo y desaparezca, sin arrojar ninguna cantidad apreciable de materia. Si este es el caso, la formación de agujeros negros a través del colapso directo puede ser mucho más común de lo que habíamos esperado anteriormente, y puede ser una forma muy limpia para que el Universo construya sus agujeros negros supermasivos desde tiempos extremadamente tempranos. Pero hay otro resultado que va en la dirección totalmente opuesta: montar un espectáculo de luces mucho más espectacular que el que puede ofrecer una supernova.
¡toda la cosa podría saltar por los aires, sin dejar ningún remanente! NASA / Skyworks Digital
Explosiones de hipernova. También conocidas como supernovas superluminosas, estos eventos son mucho más brillantes y muestran curvas de luz muy diferentes (el patrón de brillo y desvanecimiento) que cualquier otra supernova. La principal explicación de estos fenómenos se conoce como mecanismo de inestabilidad de pares. Cuando se colapsa una gran masa -algo entre cientos de miles y muchos millones de veces la masa de todo nuestro planeta- en un pequeño volumen, se desprende una enorme cantidad de energía. En teoría, si hiciéramos una estrella lo suficientemente masiva, como más de 100 veces la masa del Sol, la energía que emitiría sería tan grande que los fotones individuales podrían dividirse en pares de electrones y positrones. Los electrones ya los conoces, pero los positrones son los homólogos de la antimateria de los electrones, y son muy especiales.
proceso que los astrónomos creen que desencadenó el evento de hipernova conocido como SN 2006gy. Cuando se produzcan fotones de energía suficiente, crearán pares de electrones/positrones, provocando una caída de presión y una reacción desbocada que destruirá la estrella. NASA/CXC/M. Weiss
Cuando los positrones existen en gran abundancia, inevitablemente colisionarán con los electrones presentes. Esta colisión resulta en la aniquilación de ambos, produciendo dos fotones de rayos gamma de una energía muy específica y alta. Si la tasa de producción de positrones (y, por tanto, de rayos gamma) es lo suficientemente baja, el núcleo de la estrella permanece estable. Pero si la tasa de producción de rayos gamma es lo suficientemente rápida, todo este exceso de fotones de 511 keV calentará el núcleo. En otras palabras, si empiezas a producir estos pares electrón-positrón a un cierto ritmo, pero tu núcleo está colapsando, empezarás a producirlos cada vez más rápido… ¡continuando el calentamiento del núcleo! Y no puedes hacer esto indefinidamente; eventualmente causa la explosión de supernova más espectacular de todas: una supernova de inestabilidad de pares, ¡donde toda la estrella de más de 100 masas solares es volada!
Esto significa que hay cuatro posibles resultados que pueden surgir de una estrella supermasiva:
- una estrella de neutrones y el gas de un remanente de supernova, de una supernova de baja masa,
- un agujero negro y el gas de un remanente de supernova, de una supernova de mayor masa,
- un agujero negro muy masivo sin remanente, del colapso directo de una estrella masiva,
- o el gas de un remanente solo, de una explosión de hipernova.
estrella masiva en las etapas finales, pre-supernova, de la quema de silicio. Una imagen de Chandra (derecha) del remanente de supernova Cassiopeia A muestra hoy elementos como el hierro (en azul), el azufre (verde) y el magnesio (rojo). Pero esto puede no haber sido una fatalidad. NASA/CXC/M.Weiss; Rayos X: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Cuando vemos una estrella muy masiva, es tentador asumir que se convertirá en supernova, y que quedará un agujero negro o una estrella de neutrones. Pero en realidad, hay otros dos posibles resultados que se han observado, y que ocurren con bastante frecuencia a escala cósmica. Los científicos todavía están trabajando para entender cuándo se produce cada uno de estos eventos y bajo qué condiciones, pero todos ocurren. La próxima vez que mire a una estrella que tiene muchas veces el tamaño y la masa de nuestro Sol, no piense en «supernova» como una conclusión inevitable. Queda mucha vida en estos objetos, y también muchas posibilidades de que desaparezcan. Sabemos que nuestro Universo observable comenzó con una explosión. En el caso de las estrellas más masivas, aún no estamos seguros de si terminan con el último estallido, destruyéndose por completo, o con el último gemido, colapsando por completo en un abismo gravitacional de la nada.
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