12. Explosión de supernova

En donde la vida de una estrella masiva termina en explosión

“Hum Parsec a Mando Estelar, adelante, Mando Estelar. Aquí Hum Pársec informando desde la galaxia Vía Láctea. Acabo de empezar mi investigación y ya he encontrado algo interesante. ¡Adelante, Mando Estelar!”

“Aquí Mando Estelar, Pársec, le recibimos. ¿Cuál es su informe?”

“¡He encontrado una estrella a punto de explotar, Mando Estelar! Según mi detector de neutrinos, la quema de silicio está casi completada. Ahí está, ¡el núcleo ha colapsado! La densidad en el interior de la estrella es tan alta que los electrones se combinan con los protones para dar neutrones, lo que está liberando un millón de millones de millones de millones de millones de millones de millones de millones de millones de neutrinos.”

“¡No se confíe, Pársec! Aunque los neutrinos apenas interactúan con la materia de forma individual, tal cantidad de neutrinos podrían freírle con facilidad. Recuerde, ¡necesitamos su informe!”

“Por suerte, la densidad en el núcleo es tan alta que los neutrinos no pueden escapar inmediatamente, así que estoy a salvo de momento. Según mis mediciones, las regiones internas de la estrella están colapsando ¡a casi el 15% de la velocidad de la  luz! Están a punto de chocar con la estrella de neutrones recién formada. ¡Guau, menuda onda de choque! El material ha rebotado y vuela en sentido opuesto al centro de la estrella, pero mientras, las altas densidades y los flujos de neutrinos han reactivado la fusión en el material y han creado un batallón de elementos más pesados que el hierro.”

“¡Salga de ahí inmediatamente, Pársec! ¡Esa supernova será pronto más luminosa que el resto de las estrellas de la Galaxia combinadas!”

“Recibido. ¡Me largo de aquí!”

“Adelante, Mando Estelar, aquí Hum Pársec de nuevo. Estoy a una distancia prudencial de la supernova y puedo informar de los efectos que está teniendo en los alrededores. La fuerza de la explosión está comprimiendo las nubes de gas de hidrógeno y helio cercanas, y los elementos pesados que ha creado se están mezclando con las nubes. Algunas de estas nubes son suficientemente densas como para convertirse en protoestrellas, pero la cantidad de metales disponible probablemente no permita la creación de planetas. Un par de ciclos más de formación estelar y explosiones de supernova, en cambio, conseguirán con toda seguridad que esta galaxia se llene de estrellas con sistemas planetarios.”

“Realice un informe completo de sistemas planetarios potenciales y asegúrese de avisarnos si encuentra alguno capaz de albergar vida. ¡La Galaxia depende de usted, Hum Pársec!”

“De acuerdo. Aquí Hum Pársec, corto y fuera.”

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Disclaimer: This is a free-online translation from the book by Eric Schulman, "A Briefer History of Time" (1999-2004). No copyright infringement is intended.

11. Producción de hierro

En donde se produce hierro en el corazón de una estrella masiva, con desastrosas consecuencias

Había una vez tres estrellas, una estrella pequeña (0.1 masas solares), una estrella mediana (1 masa solar) y una estrella grande (25 masas solares). Las tres se pasaban el día fusionando hidrógeno en helio, pero como sus masas no eran iguales, cada una lo hacía de manera diferente.

La estrella pequeña brillaba sólo lo que creía conveniente, y usaba su hidrógeno combustible muy despacio. Aunque tenía diez veces menos hidrógeno que la estrella mediana, sabía que duraría hasta 300 veces más (3 000 billones de años, de hecho).

La estrella mediana gastó todo su hidrógeno en 10 000 millones de años y entonces empezó a fusionar helio en carbono y oxígeno. Pero el helio sólo duró mil millones de años, tras lo cual la estrella mediana se conformó con ser una enana blanca que se enfriaba lentamente.

Por otro lado, la estrella grande era presuntuosa y orgullosa. “Soy más masiva que mis hermanas; les mostraré lo brillante que puedo llegar a ser.” Aunque tenía 25 veces más hidrógeno que la estrella mediana, lo usó todo 1 400 veces más rápido, y el hidrógeno sólo le duró 7 millones de años. Luego, la estrella grande empezó a fusionar helio en carbono, pero eso apenas le duró medio millón de años. Desesperada, empezó a fusionar carbono en neón, que duró sólo 600 años. Después pasó a fusionar neón (un año), oxígeno (seis meses), y silicio (un día). Se quedó con un núcleo de una masa solar y media de hierro a una temperatura de 6 000 millones de grados Celsius. Y desafortunadamente para la estrella grande, los protones y neutrones del núcleo de hierro están tan ligados entre sí que la fusión de hierro no genera energía. En ese momento la estrella grande sentía como si 7 000 billones de billones de elefantes estuvieran aplastando su núcleo central, y la temperatura se elevó más aún hasta que los fotones energéticos desintegraron por completo los núcleos de hierro. En una fracción de segundo, el núcleo de la estrella implosionó.

Moraleja de la historia: la estrella grande pensó que 7 000 millones de años sería tiempo de sobra y que no tendría que preocuparse por un futuro tan lejano. Una vez que ya no hubo hidrógeno, se dio cuenta de que el desperdicio en la producción energética no fue la medida más sensata que pudo haber tomado, pero era demasiado tarde para hacer nada al respecto.

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10. Evolución estelar

En donde las estrellas evolucionan y al final mueren

A ver, reclutas estelares, ¡ya es hora de que sepáis lo que os espera! Sé que antes de alistaros para ser una estrella masiva leístes esos panfletos tan sofisticados que hablaban de lo brillante que seríais y de que seríais visibles desde la otra punta de la galaxia. Pero, panda-de-idiotas, no os habéis molestado en leer la letra pequeña ¡que decía que explotaríais en siete millones de años! Y si lo leísteis entonces es que sóis aún más estúpidos de lo que parecéis. ¡Siete millones de años no es mucho tiempo!

Ahora estáis quemando hidrógeno en helio en vuestro interior y vuestro núcleo se está volviendo cada vez más denso. Después de apenas siete millones de años se acabaron las vacaciones, patéticos gusanos, habréis usado todo el hidrógeno más cercano a vuestro centro. Vuestro núcleo colapsará bajo su propio peso hasta que se caliente lo suficiente como para empezar a fusionar helio. Mientras tanto, fuera de vuestro núcleo, pusilánimes, empezaréis a contraeros hasta que el hidrógeno se caliente y empiece a fusionarse. ¿Sabéis lo que pasará con la energía de esta fusión? Que se transmitirá a vuestras capas más externas ¡y os hincharéis hasta cien veces desde vuestro tamaño original!

Después de eso os quedará menos de un millón de años antes de acabar explotando como supernova. Si tenéis suerte, acabaréis siendo una estrella de neutrones, pero conociendo a los de vuestra calaña probablemente acabaréis como un agujero negro y os convertiréis en una singularidad de densidad infinita y volumen cero. os pavoneáis como si tuviérais ya esa densidad, novatos.

Podríais haber elegido ser una estrella de baja masa, ¿sabéis? Entonces vuestro hidrógeno os habría durado miles de millones, o billones de años. Aún así habrías atravesado una fase de gigante, pero tras fusionar helio hasta el carbono os habríais asentado y enfriado lentamente hasta llegar a enana blanca. Ese sí que es un retiro tranquilo.

Pero claro, conociéndoos, probablemente os habríais ido por ahí con alguna estrella cualquiera, habríais obtenido de ella demasiada masa, y os habríais destruído en una explosión de supernova. ¡Los tipos como vosotros me dáis asco! Basta, suficiente charla por hoy, ya es hora de que os pongáis a limpiar esta nube molecular con esos fotones ultravioleta que gastáis. Hay polvo por todas partes y vuestras madres no están aquí para barrerlo por vosotros. ¡Vamos! ¡Ya! ¡Ya! ¡Ya! ¡Uno-dos!

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Disclaimer: This is a free-online translation from the book by Eric Schulman, "A Briefer History of Time" (1999-2004). No copyright infringement is intended.