Estrellas masivas, supernovas y sus restos

Cuando el núcleo de una estrella masiva se convierte en hierro, agota su combustible en pocos días y colapsa.

Vivir deprisa

La NASA sitúa la división de destinos estelares en unas ocho masas solares. Una estrella por encima de ese límite comienza como cualquier otra: colapsa a partir de una nube y fusiona hidrógeno en la secuencia principal, pero ocupa la zona caliente y brillante de arriba a la izquierda del diagrama HR. Consume combustible a un ritmo enorme y, según la NASA, todo el proceso dura apenas unos millones de años, frente a unos 10 mil millones para el Sol. Betelgeuse, con unas 15 masas solares según la NASA, tiene aproximadamente 10 millones de años y ya es una supergigante roja.

Capas como una cebolla

Al agotar el hidrógeno central, una estrella masiva fusiona helio en carbono, igual que las menores. Pero su núcleo tiene suficiente masa para continuar. Después del helio fusiona carbono en neón, luego neón en oxígeno, oxígeno en silicio y, finalmente, silicio en hierro. Cada combustible nuevo arde en el núcleo mientras los anteriores siguen ardiendo en capas a su alrededor, de modo que el interior termina organizado como una cebolla, con hierro en el centro. La NASA señala que cada combustible nuevo permite ganar menos tiempo. Cuando el silicio se fusiona en hierro, el combustible se agota en cuestión de días.

El hierro es el final. Fusionarlo en elementos más pesados consume energía en lugar de liberarla, así que el núcleo pierde el empuje que lo sostenía. Colapsa en una fracción de segundo hasta que los núcleos están tan comprimidos que resisten y el núcleo rebota. El rebote impulsa una onda de choque por la estrella y produce una supernova, una explosión que puede superar brevemente el brillo de toda una galaxia. La NASA señala que el material expulsado enriquece futuras nubes; por eso las siguientes generaciones de estrellas y planetas contienen elementos creados en estrellas anteriores.

Estrellas de neutrones y agujeros negros

Lo que sobrevive depende de la masa. Según la NASA, una estrella de entre 8 y 20 masas solares deja una estrella de neutrones: más masa que el Sol concentrada en una esfera con un diámetro parecido al largo de la isla de Manhattan, unos 20 km. Su densidad supera cualquier cosa terrestre; repartir 1.4 masas solares en una esfera de 10 km de radio da unos 7 × 10¹⁷ kg por metro cúbico. Muchas giran deprisa y barren el espacio con haces de radiación, como un faro; cuando un haz cruza la Tierra vemos un púlsar. Algunas, llamadas magnetares, tienen campos magnéticos hasta mil veces más intensos que los de una estrella de neutrones típica.

Para estrellas de más de unas 20 masas solares, la NASA indica que el colapso produce un agujero negro de masa estelar, con una gravedad tan intensa que ni la luz escapa del interior del horizonte de sucesos. En un agujero negro de una masa solar, ese horizonte tendría apenas unos 3 km de radio. Se detectan por su efecto en la materia cercana: el gas atraído de una estrella compañera se calienta en un disco giratorio y brilla en rayos X. La NASA espera que Betelgeuse termine como estrella de neutrones o agujero negro, según cuánta masa conserve tras su supernova, probablemente dentro de unos 100 000 años.