Introducción a la ciencia. Una guía para todos (o casi) (39 page)

Utilizando una analogía que nos resulta familiar, es como si los núcleos de la familia del hierro se colocaran en la parte más baja de un valle, situándose los elementos más ligeros sobre una ladera de dicho valle y los más pesados sobre la otra ladera. Todos los elementos más ligeros «querrían» estar en la parte más baja del valle, en un estado de baja energía. Los más ligeros pueden conseguirlo, en principio, mediante la fusión (siempre que estos núcleos tengan energía térmica suficiente para vencer su repulsión eléctrica mutua); los más pesados pueden conseguirlo mediante la fisión (aunque una gran cantidad de elementos pesados son relativamente estables una vez que se han formado, como si estuvieran en profundas cuevas de la ladera del valle). Sin embargo, la verdad es que los elementos más pesados se forman en primer lugar en el interior de las estrellas, en procesos mucho más energéticos que cualquiera de los que tienen lugar en el interior de una estrella como el Sol.

Ya hemos mencionado que la combustión nuclear en el interior de las estrellas comienza con la conversión de cuatro protones (por una vía algo indirecta) en una partícula alfa, es decir, un núcleo de helio, formado por dos protones y dos neutrones (a propósito, dos de los protones originales se convierten en neutrones por la desintegración beta inversa). El núcleo de helio es en sí una unidad especialmente estable y otros estadios posteriores de fusión nuclear que se realizan en el interior de las estrellas consisten básicamente en unir partículas alfa.

Sucede que el primer paso de este proceso, aunque parezca obvio, consistente en unir dos partículas alfa para hacer un núcleo de berilio-8 (4 protones y 4 neutrones) no funciona, puesto que el berilio-8 es extremadamente inestable y se rompe al momento en dos partículas alfa. Por este motivo, la «ceniza» producida por la combustión del helio está compuesta de núcleos de carbono, cada uno de los cuales está formado por tres partículas alfa. Los núcleos del carbono-12 se forman mediante unas interacciones relativamente raras en las que participan, al mismo tiempo, tres núcleos de helio. Sin embargo, a partir de este momento, si una estrella tiene la masa suficiente y consigue estar suficientemente caliente en su interior en cada estadio de su colapso, los elementos se forman en gran medida adhiriendo partículas alfa, una cada vez, a los núcleos ya existentes. Ésta es la razón por la cual elementos corrientes tales como el carbono (6 protones y 6 neutrones, siendo 12 nucleones en total) y el oxígeno (16 nucleones) tienen la estructura nuclear que tienen. A veces se produce a continuación la absorción de otro protón (o dos), y quizá también la expulsión de un positrón, convirtiendo uno de estos protones en un neutrón y consiguiendo núcleos tales como el nitrógeno (7 protones y 7 neutrones).

Si una estrella tiene masa suficiente, hacia el final de su vida estará constituida por capas de materia, con elementos del grupo del hierro en su núcleo más interno que está rodeado por una concha rica en elementos tales como el silicio, otra concha rica en núcleos de carbono, oxígeno, neón y magnesio, otra concha más de helio y una atmósfera de hidrógeno y helio. La combustión nuclear puede estar realizándose en todas estas conchas a la vez (pero no en el núcleo interno) en los últimos estadios de actividad de la estrella, aunque no durante mucho tiempo.

Los astrónomos depositan una gran confianza en sus modelos relativos a lo que sucede en el interior de una estrella de gran masa antes de que explote en una gloriosa llamarada final. La razón de esta gran confianza es que en 1987 consiguieron estudiar los estertores de agonía de una estrella de este tipo. Aquel año, se vio explotar como una supernova
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a una estrella de la cercana Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite asociada a la Vía Láctea. Los detalles observados en esta explosión encajaban a la perfección con las predicciones sobre el comportamiento de las supernovas que habían hecho los modelos por ordenador. Y lo que es aún mejor, resultó que la estrella progenitora había sido fotografiada en el curso de exploraciones astronómicas realizadas antes de que explotara, de tal modo que pudimos ver qué aspecto tenía anteriormente.

Esta combinación de teoría y observación nos revela que la estrella que explotó comenzó su vida hace sólo alrededor de once millones de años, con una masa de materia igual a unas dieciocho veces la masa solar (principalmente hidrógeno y helio). Con el fin de mantenerse contrarrestando su propio peso, tenía que producir tanta energía que se veía 40.000 veces más brillante que el Sol y gastó todo su combustible de hidrógeno en sólo 10 millones de años. Entonces, la combustión del helio la mantuvo durante otro millón de años antes de que empezara a verse en serias dificultades. Cuando el núcleo comenzó a contraerse más, el colapso de la estrella se detuvo temporalmente convirtiendo carbono en una mezcla de neón, magnesio y oxígeno, aunque sólo durante unos 12.000 años. Los procesos de fusión que utilizaban helio mantuvieron a esta estrella durante aproximadamente doce años más; luego, la combustión del oxígeno fue un apaño durante sólo cinco años y, como último recurso para realizar procesos de fusión, la combustión del silicio proporcionó calor suficiente como para retrasar el colapso durante más o menos una semana, pero ése fue el final del viaje.

Al no tener más aporte interno de calor, el núcleo interno de la estrella se colapsó súbitamente, contrayéndose hasta convertirse en una bola de sólo unas pocas decenas de kilómetros de diámetro a una velocidad de más o menos un tercio de la velocidad de la luz. Dado que se liberó energía gravitatoria, la temperatura se elevó por encima de los diez mil millones de grados, y los protones y los electrones se vieron obligados a unirse para formar neutrones. Entre tanto, las capas exteriores de la estrella —materia equivalente a varias masas solares—se quedaron sin nada que las mantuviera y empezaron a caer al interior hacia el núcleo. El propio núcleo, que estaba colapsándose, generó una onda de choque en su interior e intentó recuperarse inflándose de repente hacia afuera, como una pelota de golf que es aplastada con fuerza y luego se deja suelta; pero esta onda de choque dio contra la materia que estaba cayendo hacia adentro e intentó empujar hacia afuera toda esa masa, la totalidad de la zona exterior de la estrella. La única razón por la cual la onda de choque consiguió arrastrar la masa de la estrella original es que hubo un gran número de neutrinos, producidos en el núcleo por toda la desintegración progresiva beta inversa, que chocaron contra esa masa y la empujaron en su dirección.

Esto nos da una cierta idea de la densidad de la materia que se encuentra dentro de la onda de choque de una supernova. Los neutrinos son tan reacios a producir interacciones con la materia corriente que cerca de setenta mil millones de ellos producidos por reacciones nucleares en el interior del Sol pasan a través de cada centímetro cuadrado de la Tierra (y de nosotros mismos) cada segundo, sin que nada les afecte. Para un neutrino, el plomo es tan transparente como el cristal para un fotón. Sin embargo, la densidad que hay dentro de la onda de choque es tan alta (aunque no nos lo podamos imaginar, es cien billones de veces la densidad del agua) que resulta tan impermeable para los neutrinos como una pared de ladrillos para una pelota de tenis de mesa.

El resultado es que las partes exteriores de la estrella reciben un empuje hacia el exterior a una velocidad de unos 10.000 kilómetros por segundo, llevando con ellas enormes cantidades de elementos pesados producidos, no sólo por reacciones de fusión que tienen lugar durante el ciclo vital de la estrella, sino también por reacciones forzadas por estas condiciones extremas «hacia arriba de la ladera» en el valle de hierro, haciendo que elementos más pesados que el hierro se sumen a la mezcla. Resulta bastante asombroso pensar que elementos tales como el carbono y el oxígeno que se encuentran en nuestro propio cuerpo hayan sido fabricados en el interior de unas estrellas normales, no mucho mayores que el Sol; pero es aún más asombroso pensar que elementos tales como el oro, que mucha gente luce en sus dedos, no se hicieron en ninguna estrella corriente, sino en la caldera de una supernova, donde una única estrella puede brillar fugazmente con tanto resplandor como toda una galaxia del tipo de la Vía Láctea.

Cuando las capas exteriores de la estrella fueron arrastradas al espacio y la barrera de materia se volvió más fina, los neutrinos pudieron salir a través de los detritos y continuar su camino a una velocidad cercana a la de la luz. Uno de los aspectos más espectaculares de la historia de la supernova de 1987 es que un total de diecinueve neutrinos procedentes de la explosión se detectaron mediante instrumentos situados aquí en la Tierra, después de haber tardado 160.000 años en su viaje desde la Gran Nube de Magallanes. Para ver esto con su propia perspectiva, los astrofísicos calcularon que en la explosión se produjeron unos 1058 neutrinos. Dado que éstos se dispersaron uniformemente en todas las direcciones, a una distancia de 160.000 años luz «sólo» podía haber alrededor de 300 billones de neutrinos de la supernova pasando a través de uno de los detectores, un tanque que contenía más de 2.000 toneladas de agua enterrado profundamente en Japón, donde justo once de estos neutrinos produjeron una interacción con electrones, de tal manera que dejaron su huella. Otros ocho neutrinos de la supernova fueron «vistos» por otro detector en Estados Unidos.
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Para situar dentro de una perspectiva humana la reticencia de los neutrinos a la hora de producir interacciones con la materia que habitualmente conocemos, basta decir que unos diez mil millones de neutrinos de la supernova pasaron por cada uno de nosotros, por nuestro propio cuerpo, en febrero de 1987 y no nos dimos cuenta de nada.

Aunque es muy pequeño el número de neutrinos detectados, se corresponden exactamente con la sensibilidad esperada en los detectores con respecto a los neutrinos de la supernova, y este encaje entre la teoría y la observación constituye uno de los grandes triunfos de la teoría y los modelos de la astrofísica. Y no sólo de la astrofísica, ya que el modelo completo del funcionamiento de una supernova también incluye a la física clásica (en lo que atañe a las fórmulas que describen las variaciones de la presión y la temperatura dentro de una estrella) y a la física nuclear y la física cuántica (para describir las interacciones productoras de la energía que parte la estrella). Se podría decir que casi la totalidad de la física interviene a la hora de hacer un modelo para una supernova, por lo que el éxito de estos modelos representa un triunfo para toda la física.

Ciento sesenta mil años antes de que esos diecinueve neutrinos se detectaran en la Tierra, en la Gran Nube de Magallanes, mientras estas partículas y sus miles de millones de compañeras participaban en la ruptura de las capas exteriores de la estrella, se producían reacciones nucleares frenéticas dentro de la materia comprimida, justo fuera del núcleo interno de la estrella, donde la temperatura se elevaba hasta los doscientos mil millones de grados, forzada a subir por efecto de la energía gravitatoria liberada durante el colapso. Todos estos núcleos, que se habían formado originalmente por uniones de partículas alfa, y que por consiguiente tenían el mismo número de protones y neutrones, se fusionaron para formar enormes cantidades (aproximadamente tanto como la masa del Sol) de níquel-56, que posee 28 protones y 28 neutrones en cada núcleo.

Pero el níquel-56 es inestable y se desintegra progresivamente de forma espontánea, liberando cada núcleo un positrón cuando transforma un protón en un neutrón, y se convierte él mismo en un núcleo de cobalto-56, que tiene 26 protones y 30 neutrones en cada núcleo y es estable. Es la energía liberada en este proceso —o sea, en la desintegración progresiva de elementos radiactivos para producir hierro estable— la que hace que una supernova siga brillando durante semanas después de la explosión inicial en la que se formó el níquel-56. Este elemento inestable se produjo por el aporte de energía gravitatoria efectuado durante el colapso. La luz brillante que deja tras de sí la estrella después de la explosión es parte de esa energía gravitatoria almacenada que está escapando. Alrededor de una décima parte del hierro fabricado de este modo se lanza al espacio interestelar, yéndose una porción de él a formar parte de la materia de la que se hacen nuevas estrellas y nuevos planetas (y, al menos en un planeta, forma parte del acero con que se fabrican navajas y carrocerías de automóviles).

Mientras tanto, el núcleo interno de la estrella se ha colapsado del todo hasta que sólo queda una estrella neutrón; y si ese núcleo interno contiene una cantidad de materia que es aún más de tres veces la masa solar (que no es el caso de la explosión de una estrella tan pequeña como la que vimos convertida en supernova en 1987), continuará colapsándose hasta llegar al estado último de agujero negro.

Existe otro modo de hacer una supernova —ligeramente menos espectacular, pero también importante en cuanto a sembrar la Vía Láctea con elementos pesados—. Muchas estrellas se encuentran formando sistemas binarios, y a veces una de las estrellas de uno de estos sistemas habrá atravesado su ciclo vital y se habrá convertido en una enana blanca, mientras que la otra estará aún en el estadio de gigante roja. En estas circunstancias, la compacta enana blanca puede atraer, por efecto de la gravedad, parte de la materia de la extensa atmósfera de su compañera, ganando así en masa lentamente; no obstante, debe recordarse que la masa máxima para que una enana blanca sea estable es sólo 1'4 veces la masa del Sol. Si la enana blanca comienza estando justo debajo de este límite, puede atraer masa suficiente para pasar del límite, con lo que provocaría el colapso y pasaría al estadio de estrella neutrón, liberando casi tanta energía gravitatoria como se libera en el tipo de supernova que acabamos de describir.

Incluso si la enana blanca de un sistema binario de este tipo es demasiado pequeña para que esto suceda, el hidrógeno de la atmósfera de su compañera se puede acumular en su superficie hasta que haya suficiente para desencadenar una ráfaga de fusión nuclear, que haría que la estrella brillara deslumbrante durante un breve momento y enviaría otra carga de elementos pesados al espacio. A diferencia de la explosión de una supernova, este tipo de explosión menor —llamado una nova— no modifica el sistema en el que sucede, de modo que el proceso se puede repetir una y otra vez.