estrellas masivas y rayos gamma

La ilustración de arriba intenta representar a las observaciones del Chandra de la post luminiscencia de la explosión de rayos gamma del objeto GRB 020813. En las observaciones realizadas por el satélite, se revela una sobre abundancia de elementos característicos que habitualmente son expulsados en las explosiones de supernova de una masiva estrella. La ilustración del artista demuestra cómo la post luminiscencia de la explosión de rayos gama puede ser producida cuando el jet de partículas de gran energía obra recíprocamente con la ampliación de la cáscara superior de la supernova



Cuando hablamos de estrellas masivas como originarias de emisiones de rayos g, podemos pensar en tres circunstancias en las cuales como consecuencia de la torturosa muerte estelar de esos astros estelares se puede dar el fenómeno.



-El sospechoso número uno es el trágico final de un vals cósmico entre una estrella de neutrones El número sospechado uno es el finale de un vals cósmico entre una estrella de neutrón -envejecida en función de las leyes de la naturaleza- y un agujero negro. Como la fusión de la estrella de neutrón y del agujero negro toma cierto tiempo, cuando la estrellita está por caer, finalmente, en las fauces del astro gravitatoriamente dominador, ello produce una masiva explosión de rayos gama que salen disparados a través del espacio



-El segundo sospechoso que puede entrar en este juego de ideas es una «hipernova». En este escenario, una masiva estrella –que por distintas circunstancias su vida se prolongó más de lo previsto– entra a la etapa de supernova a un ritmo acelerado. En ese caso, en vez de sufrir una explosión terminal absoluta y expansiva, el núcleo que se derrumba de la estrella se conserva en su cáscara creándose en ello un desorden cósmico –y, presumiblemente, tremendas explosiones de rayos gamma– todo lo cual se viene a detectar millones de años después de ocurrido el fenómeno, dependiendo del lugar del universo donde sucedió



-El último sospechoso de esta trilogía teórica es el de que las violentas emisiones de rayos g que se han captado provengan de una «supra-nova». Un escenario de esa naturaleza, estaría dado por la explosión de una masiva estrella cuyas capas externas se expelen del resto de la estrella, formándose con el núcleo y las otras capas restantes una densa estrella de neutrones. Pasado un tiempo, la estrella de neutrones que se formó procede a derrumbarse endógenamente, creándose en ello un agujero negro con un jet, el cual expande sus energéticos fluidos desde un polo opuesto al súper denso objeto.



ULTIMAS ETAPAS EN LA VIDA DE UNA ESTRELLA MASIVA



Consideramos aquí estrellas masivas a aquellas que al formarse tienen una masa mayor a unas 10 masas solares (MS), es decir, cuya masa es mayor a 10 veces la del Sol. Estas estrellas, al ser tan grandes, tienen temperaturas mucho más altas, tanto en sus superficies como en sus núcleos, que las que ocurren en el Sol (cuya superficie está a 6000 K, mientras que una estrella de 15 MS tiene una temperatura superficial de 28 000 K.) Es por esto que las estrellas más masivas queman el hidrógeno del núcleo más rápido, haciéndolas más brillantes





Se dice que una estrella se encuentra en la secuencia principal cuando en su núcleo se llevan a cabo las reacciones nucleares que transforman hidrógeno en helio (en el Sol esto ocurre a razón de 400 millones de toneladas por segundo), liberando así la energía que hace que la estrella brille. Al quemarse hidrógeno en helio se lleva a cabo una reacción exotérmica, es decir, una reacción que libera energía. Cuando una estrella masiva termina su estancia en la secuencia principal se convierte en una estrella súpergigante, y su evolución se vuelve mas rápida. Dos ejemplos de estrellas súpergigantes son las estrellas de Betelgeuse y Rigel en la constelación de Orión. Betelgeuse es 1000 veces más grande que el Sol, y 20 veces más masiva. Rigel a su vez es 17 veces más masiva que el Sol.





Para entender un poco qué es lo que le pasa a la estrella al final de su vida, es importante entender primero cómo es que permanece en equilibrio cuando está en la secuencia principal. Podemos imaginar, por ejemplo, que tenemos un globo que está siendo apretado por alguien. Para mantener el globo inflado necesitamos que alguien esté soplando, y así contrarrestar el “apachurramiento”, o compresión. Si la persona que está soplando se cansa y deja de soplar, el globo se desinflaría. Algo parecido le pasa a la estrella: su masa tiende a “apachurrarla” debido a la fuerza de gravedad, pero las reacciones nucleares que se llevan a cabo en el núcleo generan energía, que tiende a “inflarla”, y la mantienen así en equilibrio



Entonces, conforme se agota el combustible (hidrógeno) la energía generada por las reacciones nucleares disminuye, y la estrella empieza a contraerse.

Esta contracción hace a su vez que la temperatura aumente considerablemente en el núcleo, y que sea posible que la estrella empiece a quemar el helio (ceniza de la primera ronda de reacciones) para producir carbono (es decir, una temperatura mayor permite que se lleven a cabo reacciones entre elementos más pesados). Al iniciarse esta combustión, se vuelve a alcanzar un equilibrio entre la atracción gravitacional y la presión producida por la liberación de energía en las reacciones nucleares (o en referencia a la analogía del globo, otra persona retomaría el cargo de inflador). Esta misma contracción hace que una capa alrededor del núcleo empiece a quemar hidrógeno en helio. Por lo tanto, en este momento se están llevando a cabo dos reacciones simultáneas en la estrella, pero de elementos diferentes. En el núcleo el helio se transforma en carbono, y en una capa alrededor del núcleo el hidrógeno se quema para formar helio.

Como es de esperarse, llega un punto en el que el Helio también escasea, ya que la gran mayoría del núcleo ha sido convertido en carbono. En ese momento viene de nuevo una contracción de la estrella, seguida de un aumento de temperatura. Cuando el núcleo alcanza una temperatura de alrededor de 3 x K otra reacción nuclear se incia, y un átomo de carbono se une a uno de helio, dando como resultado oxígeno. Exactamente como con la primera contracción, alrededor del núcleo se forma una capa que quema helio en carbono, y alrededor de esta capa se forma otra capa en la que se quema hidrógeno en helio


A partir de este punto en la vida de la estrella la historia se repite continuamente; cuando el combustible del núcleo se agota, el nuevo elemento formado empieza a quemarse para producir elementos cada vez más pesados; siempre y cuando la contracción del núcleo eleve la temperatura lo suficiente como para que se encienda una siguiente ronda de reacciones nucleares. En este momento podemos imaginarnos a la estrella como una cebolla, es decir, formada por capas. En cada capa se lleva a cabo la reacción nuclear de elementos diferentes, con los más pesados siendo producidos hacia el centro

Las reacciones nucleares llevadas a cabo hasta este momento son reacciones exotérmicas. Sin embargo, cada vez que se genera un elemento más pesado se libera menos energía. Esto mismo hace que el tiempo que dura cada combustión vaya disminuyendo. Por ejemplo, la vida de una estrella de 25 MS está distribuida como sigue:

Elemento que se quema en el núcleo - Tiempo que se quema


Hidrógeno : 7 x10 años
Helio : 5 x años
Carbón : 600 años
Neón : 1 año
Oxígeno : 6 meses
Silicio : 1 día