POL­VO DE ES­TRE­LLAS

La muer­te de una es­tre­lla cons­ti­tu­ye uno de los es­pec­tácu­los más im­pac­tan­tes y her­mo­sos del uni­ver­so. Las ex­plo­sio­nes de as­tros de es­ta na­tu­ra­le­za pro­vo­can la for­ma­ción de nue­vas es­tre­llas y es­ti­mu­lan el ci­clo cós­mi­co de na­ci­mien­to y muer­te. Ade­más, su­min

Geo - - GEONOTICIAS - Tex­to: Klaus Bach­mann

Cuan­do Pao­lo Maz­za­li en­cien­de su or­de­na­dor ca­da ma­ña­na, es­tá ex­pec­tan­te por to­par­se con la muer­te de una es­tre­lla. Tra­ba­ja en el Ins­ti­tu­to Max Planck de As­tro­fí­si­ca, en la ciu­dad ale­ma­na de Gar­ching, cer­ca de Mú­nich. Co­mo “ca­za­dor” de supernovas, es­tá al ace­cho del ras­tro de una es­tre­lla cuan­do de­ja de exis­tir, fas­ci­na­do por el es­pec­tácu­lo que ofre­ce al ex­plo­tar y con­ver­tir­se en una su­per­no­va. El fi­nal de una es­tre­lla es un acon­te­ci­mien­to cós­mi­co tras­cen­den­tal, un fe­nó­meno que es­ti­mu­la el ci­clo de na­ci­mien­to y muer­te en el uni­ver­so. El co­lap­so de una su­per­no­va pro­vo­ca la ex­pul­sión al es­pa­cio de las ca­pas ex­ter­nas de la es­tre­lla por me­dio de po­de­ro­sas on­das de cho­que. Es­tos res­tos se com­po­nen de ga­ses que cuan­do al­can­zan a otras nu­bes de pol­vo y gas cer­ca­nas las com­pri­men y des­en­ca­de­nan nue­vos sis­te­mas so­la­res y pla­ne­tas. Las sus­tan­cias que in­te­gran nues­tros cuer­pos pro­ce­den de ellas: “El mun­do en que vi­vi­mos, la ma­te­ria de la que es­ta­mos he­chos, ca­si to­do se lo de­be­mos a la ex­plo­sión de las supernovas”, afir­ma Maz­za­li.

Una idea di­fí­cil de ima­gi­nar: el cal­cio de los hue­sos, el hie­rro de los gló­bu­los ro­jos, el si­li­cio de los chips de or­de­na­dor y la pla­ta de los co­lla­res... se ori­gi­nan en un in­fierno ce­les­tial. Es­tos ele­men­tos se han fra­gua­do en unas con­di­cio­nes ex­tre­mas ne­ce­sa­rias pa­ra que se aglu­ti­nen los nú­cleos de los áto­mos, que lue­go son arro­ja­dos con gran vio­len­cia al es­pa­cio. El hom­bre y los ob­je­tos que le ro­dean no son más que ce­ni­zas de es­tre­llas.

¿Có­mo fun­cio­nan es­tos hor­nos cós­mi­cos? ¿Qué ti­po de es­tre­llas ex­plo­tan al mo­rir? ¿Qué des­en­ca­de­na las ex­plo­sio­nes? Es­tas cues­tio­nes preo­cu­pan a los cien­tí­fi­cos. Gra­cias a ins­tru­men­tos de ob­ser­va­ción ca­da vez más pre­ci­sos y al per­fec­cio­na­mien­to de las si­mu­la­cio­nes por or­de­na­dor, en los úl­ti­mos años se han re­suel­to mu­chos enig­mas so­bre las supernovas y se ha po­di­do mos­trar un cua­dro in­creí­ble­men­te de­ta­lla­do de los pro­ce­sos que tie­nen lu­gar “du­ran­te la vi­da” de una es­tre­lla y en el mo­men­to de su muer­te.

La com­pren­sión del uni­ver­so ha si­do po­si­ble mer­ced a la enor­me can­ti­dad de ma­te­rial de es­tu­dio dis­po­ni­ble en los úl­ti­mos tiem­pos. An­tes se po­día ca­li­fi­car de ha­llaz­go el des­cu­bri­mien­to de una es­tre­lla en la fa­se fi­nal de su desa­rro­llo, anun­cian­do su muer­te con una ex­plo­sión tan bri­llan­te co­mo la luz que emi­te una ga­la­xia. Hoy se uti­li­zan po­ten­tes te­les­co­pios que exa­mi­nan sis­te­má­ti­ca­men­te la bó­ve­da ce­les­te, pro­gra­mas in­for­má­ti­cos que cla­si­fi­can de for­ma sis­te­má­ti­ca, por in­ter­va­los men­sua­les, las imá­ge­nes que se re­gis­tran y dis­pa­ran la voz de alar­ma en cuan­to apa­re­cen nue­vos pun­tos lu­mi­no­sos u otros ya co­no­ci­dos bri­llan de pron­to con ma­yor in­ten­si­dad.

Mu­chos afi­cio­na­dos a la as­tro­no­mía, so­bre to­do del he­mis­fe­rio nor­te, ob­ser­van el uni­ver­so con ins­tru­men­tos óp­ti­cos que, aun sien­do po­co po­ten­tes, les per­mi­ten dis­tin­guir los in­ten­sí­si­mos des­te­llos de luz que emi­te una es­tre­lla an­tes de des­apa­re­cer. En 2010, afi­cio­na­dos y pro­fe­sio­na­les cap­ta­ron con sus ob­je­ti­vos has­ta 339 supernovas, en 2007 la ci­fra lle­gó in­clu­so a 573, pe­ro, por des­gra­cia pa­ra los “ca­za­do­res” de es­tre­llas en fa­se de ex­tin­ción, to­dos es­tos even­tos ocu­rrie­ron en ga­la­xias ig­no­tas, muy ale­ja­das de la Vía Lác­tea, lo que di­fi­cul­ta un análisis ri­gu­ro­so.

Aho­ra, si se vi­sua­li­za en el fir­ma­men­to una luz bri­llan­te des­co­no­ci­da, la no­ti­cia se di­fun­de por in­ter­net a la ve­lo­ci­dad del vien­to. Co­mo su­ce­dió en el ca­so de la su­per­no­va

2008D (la D in­di­ca que era la cuar­ta su­per­no­va vis­ta ese año). Pao­lo Maz­za­li es­ta­ba en To­kio de pro­fe­sor in­vi­ta­do, cuan­do el nue­ve de enero un equi­po de in­ves­ti­ga­ción nor­te­ame­ri­cano des­cu­brió el es­ta­lli­do ma­si­vo de una es­tre­lla aso­cia­do a un pro­ce­so de emi­sión de ra­yos X muy in­ten­so. “Cuan­do re­ci­bi­mos la no­ti­cia”, re­cuer­da el as­tró­no­mo, “aban­do­na­mos lo que es­tá­ba­mos ha­cien­do y nos con­sa­gra­mos a in­ves­ti­gar es­te ob­je­to du­ran­te tres me­ses”. Por el día, Maz­za­li se co­mu­ni­ca­ba por te­lé­fono con sus co­le­gas en Chi­le, pa­ra coor­di­nar las ob­ser­va­cio­nes de las “reac­cio­nes pi­ro­téc­ni­cas” cós­mi­cas que se cap­ta­ban con un gran te­les­co­pio, por la no­che con­ver­sa­ba con los cien­tí­fi­cos en Eu­ro­pa. Cuan­do re­la­ta aquel pe­rio­do, se en­tu­sias­ma, lo re­vi­ve. Aquel even­to ofre­ció a los as­tró­no­mos una opor­tu­ni­dad úni­ca de se­guir el desa­rro­llo de una ex­plo­sión es­te­lar ca­si des­de el pri­mer ins­tan­te, mien­tras en ge­ne­ral trans­cu­rren al­gu­nos días has­ta que el ras­tro de una es­tre­lla mo­ri­bun­da es cap­ta­do por el fo­co de un in­ves­ti­ga­dor.

EL IM­PUL­SO DE­CI­SI­VO

pa­ra la in­ves­ti­ga­ción mo­der­na de las supernovas tu­vo lu­gar en 1987, año en que se vi­vió un acon­te­ci­mien­to ex­cep­cio­nal. En la me­mo­ria de Hans Tho­mas Jan­ka, co­le­ga de Maz­za­li en Gar­ching, aún per­vi­ve ní­ti­do el re­cuer­do de ese 25 de fe­bre­ro, cuan­do los co­la­bo­ra­do­res del ins­ti­tu­to ce­le­bra­ban el cum­plea­ños del je­fe. Jan­ka aca­ba­ba de con­cluir su te­si­na y di­lu­ci­da­ba un te­ma pa­ra su te­sis doc­to­ral. Du­ran­te la fies­ta les sor­pren­dió la no­ti­cia del avis­ta­mien­to de la su­per­no­va de­sig­na­da con la abre­via­tu­ra SN 1987A, que los as­tró­no­mos ha­bían des­cu­bier­to la vís­pe­ra. “La eu­fo­ria se ex­pan­dió co­mo la pól­vo­ra en la fies­ta.” Y Jan­ka ya te­nía te­ma de in­ves­ti­ga­ción.

La sin­gu­la­ri­dad de la SN 1987A re­si­de en su si­tua­ción en la Gran Nu

be de Ma­ga­lla­nes, ga­la­xia sa­té­li­te de la Vía Lác­tea que “so­lo” es­tá a unos 160.000 años luz de la Tie­rra: en la es­ca­la del tiem­po cós­mi­co, en el um­bral de nues­tro pla­ne­ta. La ex­plo­sión se pro­du­jo en el mo­men­to apro­pia­do.

Cuan­do la es­tre­lla ini­cia su gran­dio­so ca­ta­clis­mo fi­nal, es de­cir, ha­ce 160.000 años, en las sa­ba­nas del es­te de Áfri­ca co­men­za­ba a pros­pe­rar el

Ho­mo sa­piens. 160.000 años más tar­de –el tiem­po que ne­ce­si­tó la luz pa­ra re­co­rrer la dis­tan­cia has­ta la Tie­rra– es­ta es­pe­cie ha po­bla­do to­do el pla­ne­ta, in­ven­ta­do la agri­cul­tu­ra y la rue­da, cons­trui­do po­ten­tes te­les­co­pios y desa­rro­lla­do teo­rías fí­si­cas abs­trac­tas. Aho­ra pue­de com­pren­der e in­ter­pre-

tar al­gu­nos men­sa­jes que pro­ce­den de la Gran Nu­be de Ma­ga­lla­nes. Des­de 1987 Jan­ka cons­tru­ye mo­de­los compu­tacio­na­les que le ayu­dan a com­pren­der la di­ná­mi­ca de la muer­te de una es­tre­lla. El as­tro­fí­si­co pue­de pro­bar si sus si­mu­la­cio­nes vir­tua­les de pro­ce­sos de la na­tu­ra­le­za se apro­xi­man a la ver­dad com­pa­rán­do­los con los he­chos que se ma­ni­fes­ta­ron al co­lap­sar la SN 1987A, la su­per­no­va me­jor es­tu­dia­da de to­dos los tiem­pos.

EL ANÁLISIS DE LA LUZ

que lle­gó a la Tie­rra mos­tró que las supernovas se di­vi­den en dos cla­ses: el ti­po Ia, cu­ya vio­len­ta ex­plo­sión de energía pro­ce­de de la fu­sión ins­tan­tá­nea de los nú­cleos de es­tre­llas más pe­que­ñas, por ejem­plo, las de un ta­ma­ño me­nor al de la Lu­na, y de ma­sa apro­xi­ma­da a nues­tro Sol. Es­tos “fue­gos ar­ti­fi­cia­les” sir­vie­ron pa­ra un es­tu­dio cien­tí­fi­co de­ta­lla­do de las cau­sas y con­di­cio­nes que de­to­na­ron es­ta ex­plo­sión. Ade­más, el re­sul­ta­do de sus ex­plo­ra­cio­nes va­lió a los in­ves­ti­ga­do­res la ob­ten­ción del pre­mio No­bel de Fí­si­ca en 2011.

En es­ta sub­ca­te­go­ría los as­tró­no­mos in­clu­yen las lla­ma­das supernovas por co­lap­so nu­clear. En un sis­te­ma com­pues­to por dos es­tre­llas li­ga­das por la fuer­za de gra­vi­ta­ción, ocu­rre el co­lap­so del nú­cleo. La ca­tás­tro­fe es­te­lar se pro­du­ce cuan­do la su­per­no­va co­mien­za a ex­traer ma­sa de su com­pa­ñe­ra (una es­tre­lla con al me­nos ocho ve­ces la ma­sa del Sol) has­ta fu­sio­nar ca­si to­do el ma­te­rial de su nú­cleo, ge­ne­rán­do­se una ex­plo­sión ter­mo­nu­clear que ex­pul­sa to­do o ca­si to­do el ma­te­rial de que se com­po­ne, li­be­ran­do una enor­me can­ti­dad de energía. En­tre los di­fe­ren­tes ti­pos de ca­ta­clis­mos es­te­la­res, es­te es ca­si tres ve­ces más fre­cuen­te y, so­bre to­do, so­lo en él se dan las con­di­cio­nes pa­ra la for­ma­ción de ele­men­tos quí­mi­cos pe­sa­dos, co­mo pla­ta y cad­mio.

SN 1987A se in­clu­ye en la ca­te­go­ría de las supernovas por co­lap­so nu­clear, ti­po de ca­ta­clis­mo cós­mi­co que se re­co­no­ce por el ta­ma­ño de la es­tre­lla que lo pro­vo­có: la ma­sa del as­tro res­pon­sa­ble del co­lap­so de la su­per­no­va era 20 ve­ces su­pe­rior a la de nues­tro Sol. Su evo­lu­ción si­guió los tí­pi­cos pa­sos que ca­rac­te­ri­zan a las es­tre­llas de pe­so si­mi­lar. Al prin­ci­pio, es­tas bo­las de gas ca­lien­te se com­po­nen so­bre to­do de hi­dró­geno, el ele­men­to más sencillo que se ge­ne­ró en el Big Bang. Du­ran­te su ci­clo de vi­da, una es­tre­lla con­su­me hi­dró­geno pa­ra pro­du­cir helio me­dian­te la fu­sión nu­clear. En es­te úl­ti­mo pro­ce­so se li­be­ra una gran can­ti­dad de energía que per­mi­te bri­llar a la es­tre­lla. Es­te helio “in­cu­ba­do” con­ti­núa fu­sio­nán­do­se y dan­do lu­gar a ele­men­tos ca­da vez más com­ple­jos, co­mo el car­bono y el oxí­geno. Cuan­to más au­men­ta la tem­pe­ra­tu­ra del as­tro, ma­yor es el pe­so de los áto­mos que se aglu­ti­nan en el horno del fue­go cós­mi­co. Al fi­nal de la ca­de­na de fu­sio­nes es­tá el hie­rro, pues en la fu­sión de los nú­cleos de hie­rro ya no li­be­ra nin­gu­na energía, al con­tra­rio, se con­su­me. De ahí que la evo­lu­ción de to­da es­tre­lla se de­ten­ga a más tar­dar en es­te pun­to.

Su es­truc­tu­ra es, pues, pa­re­ci­da a las es­fe­ras con­cén­tri­cas de una cebolla (ver grá­fi­co), cu­yas ca­pas re­fle­jan su his­to­ria: la ex­ter­na es de hi­dró­geno, le si­gue una ca­pa de helio, lue­go de car­bono, la si­guien­te de oxí­geno y fi­nal­men­te de si­li­cio, el nú­cleo se com­po­ne de hie­rro a una tem­pe­ra­tu­ra de va­rios mi­les de mi­llo­nes de gra­dos y de una den­si­dad in­con­ce­bi­ble: un da­do de ju­gar al par­chís, fa­bri­ca­do de es­ta ma­te­ria com­pac­ta, ten­dría una ma­sa de 10.000 to­ne­la­das.

“La es­tre­lla ca­mi­na ha­cia una ca­tás­tro­fe inevi­ta­ble”, afir­ma Jan­ka. En al­gún mo­men­to el nú­cleo de hie­rro del as­tro, en con­ti­nuo cre­ci­mien­to, no pue­de con­tra­rres­tar su pro­pia fuer­za gra­vi­ta­cio­nal y co­lap­sa en frac­cio­nes de se­gun­do. La ma­te­ria es­te­lar, cu­ya ma­sa es su­pe­rior a la del Sol, se com­pri­me en un cuer­po es­fé­ri­co de 20 ki­ló­me­tros de diá­me­tro. En el pro­ce­so su­ce­den co­sas ex­tra­ñas: la gra­ve­dad es lo bas­tan­te fuer­te co­mo pa­ra aplas­tar los elec­tro­nes con car­ga ne­ga­ti­va con­tra los pro­to­nes po­si­ti­vos de los nú­cleos de hie­rro. De ello re­sul­ta una es­tre­lla de neu­tro­nes, un re­ma­nen­te es­te­lar que crea una for­ma exó­ti­ca de ma­te­ria.

“La es­tre­lla de neu­tro­nes no se pue­de con­ti­nuar es­tru­jan­do”, ex­pli­ca Jan­ka. “Su su­per­fi­cie cons­ti­tu­ye una pa­red só­li­da con­tra la que re­bo­ta la ma­te­ria es­te­lar ex­ter­na que se pre­ci­pi­ta en di­rec­ción al nú­cleo”. La im­plo­sión in­vier­te la on­da ex­pan­si­va ha­cia aden­tro y la de­to­na­ción re­sul­ta in­so­no­ra, mien­tras la on­da de cho­que se pro­pa­ga a to­da ve- lo­ci­dad a tra­vés de las “cás­ca­ras de cebolla” ha­cia afue­ra. La ma­te­ria al­can­za tem­pe­ra­tu­ras in­fer­na­les: cer­ca de la es­tre­lla de neu­tro­nes pue­de su­pe­rar los 50.000 mi­llo­nes de gra­dos Kel­vin. Cuan­do la on­da lle­ga a la su­per­fi­cie de la es­tre­lla, el gas ca­lien­te sa­le dis­pa­ra­do al es­pa­cio a una ve­lo­ci­dad de más de 40.000 kms/sg, emi­tien­do una luz bri­llan­te, que es de­tec­ta­da en te­les­co­pios mi­les o mi­llo­nes de años des­pués, cuan­do la luz lle­ga a la Tie­rra. Si da­mos cré­di­to a los mo­de­los compu­tacio­na­les sus­ten­ta­dos en las le­yes de la fí­si­ca, en es­te am­bien­te apo­ca­líp­ti­co al­re­de­dor de la es­tre­lla de neu­tro­nes se desa­rro­llan reac­cio­nes quí­mi­cas muy com­ple­jas. Ele­men­tos me­nos pe­sa­dos, co­mo el oxí­geno y el si­li­cio, se “que­man” y dan lu­gar a hie­rro, ní­quel, ti­ta­nio y cal­cio. Du­ran­te mu­cho tiem­po se pen­só que en es­tos lu­ga­res con con­di­cio­nes ex­tre­mas tam­bién se ori­gi­na­ban los ele­men­tos quí­mi­cos más pe­sa­dos, co­mo el oro, el plo­mo y el ura­nio. Pe­ro los cálcu­los rea­li­za­dos re­cien­te­men­te por Hans Tho­mas Jan­ka y sus co­le­gas cues­tio­nan es­ta teo­ría. El cho­rro de ma­te­ria que sa­le ex­pul­sa­da del re­ma­nen­te es­te­lar no pa­re­ce po­seer la po­ten­cia su­fi­cien­te co­mo pa­ra pre­sio­nar a los neu­tro­nes has­ta el in­te­rior de los áto­mos que es­ca­pan dis­pa­ra­dos, y dar ori­gen a con­glo­me­ra­dos más pe­sa­dos.

¿De don­de pro­ce­den los ele­men­tos ma­si­vos? En opinión de Jan­ka, los ele­men­tos quí­mi­cos pe­sa­dos se ge­ne­ran en la co­li­sión de es­tre­llas de neu­tro­nes, en lu­gar de for­mar­se de los re­ma­nen­tes es­te­la­res pro­duc­to de las ex­plo­sio­nes de las supernovas. En

Fotos: Rönt­gen: NASA/CXC/SAO/F. Se­ward, Op­tisch: NASA/ESA/ASU/J. Hes­ter&A. Loll, In­fra­rot: NASA/JPL-Cal­tech/Univ. Minn./R. Gehrz

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