explosión de una supernova.

16 de septiembre de 2011

Algunas estrellas se comportan como si fuera mejor quemarse que
 desvanecerse. Estas estrellas ponen fin a su evolución en una explosión cósmica 
masiva conocida como supernova

Cuando explotan, las supernovas arrojan material al espacio a 15.000-40.000
 kilómetros por segundo. Estas explosiones producen gran parte del material del 
universo, incluyendo elementos como el hierro, que conforma nuestro planeta
 e incluso a nosotros mismos. Los elementos pesados sólo se producen en las
 supernovas, por lo que todos nosotros llevamos en nuestros cuerpos remanentes 
de estas explosiones.

Las supernovas añaden elementos a las nubes de polvo y gas del espacio,
 favoreciendo así la diversidad interestelar, y producen ondas de choque que
 condensan las nubes de gas y ayudan a la formación de nuevas estrellas.

Sin embargo, pocas estrellas se convierten en supernovas. Muchas se enfrían
 y terminan sus días como enanas blancas y, posteriormente, como enanas negras.

Fusión nuclear

Sin embargo, estrellas masivas, varias veces más grandes que nuestro Sol, pueden
 crear supernovas cuando su proceso de fusión del núcleo agota el combustible. La
 fusión proporciona una constante presión hacia el exterior, que coexiste en 
equilibrio con la atracción gravitacional hacia el interior de la propia estrella.
 Cuando la fusión se ralentiza, la presión cae y el núcleo de la estrella se condensa,
 volviéndose más caliente y denso.

En apariencia, esas estrellas comienzan a crecer, hinchándose hasta convertirse 
en supergigantes rojas. Sin embargo, su núcleo sigue reduciéndose, haciendo que
 la formación de la supernova sea inminente.

Cuando el núcleo de una estrella se contrae hasta un punto crítico, se libera una
 serie de reacciones nucleares.  Esta fusión evita durante un tiempo el colapso del
 núcleo, mientras su compuesto principal no sea el hierro, pues éste no puede
 mantener la fusión.

En un microsegundo, el núcleo alcanza temperaturas de miles de millones de
 grados centígrados. Los átomos de hierro se contraen tanto que las fuerzas de
 repulsión de sus núcleos crean una contracción del núcleo que hace que la estrella
 explote en una supernova generando poderosas ondas de choque.

Enanas blancas

Las supernovas también se pueden formar en un sistema solar binario. Estrellas 
más pequeñas, de hasta ocho veces la masa de nuestro Sol, suelen evolucionar en 
enanas blancas. Una estrella de ese tamaño es muy densa y sin embargo tiene 
suficiente atracción gravitacional como para recibir material de la segunda estrella 
del sistema si está lo suficientemente cerca.

Si la enana blanca supera así el límite de Chandrasekhar, la presión de su núcleo 
será tan grande que se fusionará y se producirá una gran explosión termonuclear
 (supernova).

Una supernova puede iluminar el cielo durante semanas y la transferencia de 
material y energía deja atrás una estrella muy diferente.

Solamente quedará una estrella de neutrones, muestra de la anterior existencia de
 la supernova. Estas estrellas de neutrones emiten ondas de radio en flujo
 constante o en ráfagas intermitentes.

Si la estrella es tan masiva (al menos diez veces el tamaño del Sol) que deja 
atrás un núcleo muy grande, tendrá lugar un fenómeno distinto. Debido a que
 este núcleo no tiene energía suficiente para fusionarse, y no produce presión 
hacia el exterior, puede ser atrapado por su propia gravedad y convertirse en un
 agujero cósmico de energía y materia: un agujero negro.