Así es como moriríamos todos al instante si el Sol se convirtiera de repente en una supernova

su nebulosa circundante, es una de las miles de estrellas de la Vía Láctea que podrían ser la próxima supernova de nuestra galaxia. También es mucho, mucho más grande y más masiva de lo que podría formarse en un Universo que sólo contiene hidrógeno y helio, y puede estar ya en la etapa de quema de carbono de su vida. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidt

En cuanto a la potencia explosiva bruta, ningún otro cataclismo en el Universo es tan común y tan destructivo como una supernova de colapso del núcleo. En un breve acontecimiento que dura sólo unos segundos, una reacción desbocada hace que una estrella emita tanta energía como la que emitirá nuestro Sol a lo largo de sus 10.000 o 12.000 millones de años de vida. Aunque se han observado muchas supernovas tanto históricamente como desde la invención del telescopio, la humanidad nunca ha sido testigo de una de cerca.

Recientemente, la cercana estrella supergigante roja, Betelgeuse, ha empezado a mostrar interesantes signos de oscurecimiento, lo que lleva a algunos a sospechar que podría estar a punto de convertirse en supernova. Aunque nuestro Sol no es lo suficientemente masivo como para experimentar ese mismo destino, es un divertido y macabro experimento mental imaginar qué pasaría si lo hiciera. Sí, todos moriríamos en poco tiempo, pero no por la onda expansiva ni por la radiación. En cambio, los neutrinos nos alcanzarían primero. He aquí cómo.

supernova en la constelación de Casiopea. Esta explosión, a pesar de producirse en la Vía Láctea y unos 60-70 años después de 1604, no pudo verse a simple vista debido al polvo intermedio. El material circundante y la emisión continua de radiación electromagnética son factores que contribuyen a que el remanente siga iluminado. Una supernova es el destino típico de una estrella de más de 10 masas solares, aunque hay algunas excepciones. NASA, ESA y la colaboración Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble. Agradecimientos: Robert A. Fesen (Dartmouth College, EE.UU.) y James Long (ESA/Hubble)

Una supernova -en concreto, una supernova de colapso del núcleo- sólo puede producirse cuando una estrella muchas veces más masiva que nuestro Sol se queda sin combustible nuclear que quemar en su núcleo. Todas las estrellas comienzan haciendo lo mismo que nuestro Sol: fusionando el elemento más común del Universo, el hidrógeno, en helio mediante una serie de reacciones en cadena. Durante esta parte de la vida de una estrella, es la presión de la radiación de estas reacciones de fusión nuclear la que evita que el interior de la estrella se colapse debido a la enorme fuerza de la gravitación.

¿Qué ocurre, entonces, cuando la estrella quema todo el hidrógeno de su núcleo? La presión de la radiación disminuye y la gravedad empieza a ganar en esta lucha titánica, haciendo que el núcleo se contraiga. A medida que se contrae, se calienta, y si la temperatura puede superar cierto umbral crítico, la estrella comenzará a fusionar el siguiente elemento más ligero de la fila, el helio, para producir carbono.

La superficie y el interior del Sol, incluido el núcleo, que es donde se produce la fusión nuclear. A medida que pasa el tiempo, la región que contiene helio en el núcleo se expande y la temperatura máxima aumenta, haciendo que la producción de energía del Sol aumente. Cuando nuestro Sol se quede sin combustible de hidrógeno en el núcleo, se contraerá y se calentará lo suficiente como para que pueda comenzar la fusión de helio. Usuario de Wikimedia Commons Kelvinsong

Esto ocurrirá en nuestro propio Sol dentro de unos 5.000 a 7.000 millones de años, lo que hará que se hinche hasta convertirse en una gigante roja. Nuestra estrella madre se expandirá tanto que Mercurio, Venus y posiblemente incluso la Tierra serán engullidos, pero imaginemos que ideamos algún plan inteligente para migrar nuestro planeta a una órbita segura, mientras mitigamos el aumento de luminosidad para evitar que nuestro planeta se fría. Esta quema de helio durará cientos de millones de años antes de que nuestro Sol se quede sin helio y el núcleo se contraiga y se caliente de nuevo.

Para nuestro Sol, ese es el final de la línea, ya que no tenemos suficiente masa para pasar a la siguiente etapa y comenzar la fusión del carbono. Sin embargo, en una estrella mucho más masiva que nuestro Sol, la quema de hidrógeno sólo tarda millones de años en completarse, y la fase de quema de helio dura apenas cientos de miles de años. Después de eso, la contracción del núcleo permitirá la fusión del carbono, y las cosas se moverán muy rápidamente después de eso.

Los elementos producidos por la fusión nuclear en el interior de la estrella se concentran hacia el centro de la misma. Cuando la estrella explota, la gran mayoría de las capas exteriores absorben neutrones rápidamente, ascendiendo en la tabla periódica, y también son expulsados de vuelta al Universo donde participan en la siguiente generación de formación de estrellas y planetas. NASA / CXC / S. Lee

La fusión del carbono puede producir elementos como el oxígeno, el neón y el magnesio, pero sólo tarda cientos de años en completarse. Cuando el carbono escasea en el núcleo, vuelve a contraerse y a calentarse, dando lugar a la fusión de neón (que dura aproximadamente un año), seguida de la fusión de oxígeno (que dura unos meses), y luego de la fusión de silicio (que dura menos de un día). En esa fase final de quema de silicio, las temperaturas del núcleo pueden alcanzar ~3.000 millones de K, unas 200 veces las temperaturas más calientes que se encuentran actualmente en el centro del Sol.

Y entonces se produce el momento crítico: el núcleo se queda sin silicio. De nuevo, la presión cae, pero esta vez no hay dónde ir. Los elementos que se producen a partir de la fusión del silicio -elementos como el cobalto, el níquel y el hierro- son más estables que los elementos más pesados en los que podrían fusionarse. En su lugar, nada es capaz de resistir el colapso gravitatorio y el núcleo implosiona.

Estrella masiva en las etapas finales, previas a la supernova, de la quema de silicio. Una imagen de Chandra (derecha) del remanente de supernova Cassiopeia A muestra elementos como el hierro (en azul), el azufre (verde) y el magnesio (rojo). No sabemos si todas las supernovas de colapso del núcleo siguen el mismo camino o no. NASA/CXC/M.Weiss; Rayos X: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

Aquí es donde se produce la supernova de colapso del núcleo. Se produce una reacción de fusión fuera de control, produciendo lo que es básicamente un núcleo atómico gigante hecho de neutrones en el núcleo de la estrella, mientras que las capas exteriores tienen una enorme cantidad de energía inyectada en ellas. La reacción de fusión en sí dura sólo unos 10 segundos, liberando unos 1044 julios de energía, o el equivalente en masa (a través de Einstein E = mc2) de unos 1027 kg: tanto como lo que se liberaría al transformar dos Saturno en energía pura.

Esa energía se convierte en una mezcla de radiación (fotones), la energía cinética del material en el material estelar que ahora explota, y neutrinos. Los tres son más que capaces de acabar con cualquier vida que haya logrado sobrevivir en un planeta en órbita hasta ese momento, pero la gran pregunta de cómo moriríamos todos si el Sol se convirtiera en supernova depende de la respuesta a una pregunta: ¿quién llega primero?

vida, culminando en una Supernova de Tipo II cuando el núcleo se queda sin combustible nuclear. La etapa final de la fusión suele ser la quema de silicio, produciendo hierro y elementos similares al hierro en el núcleo durante un breve periodo de tiempo antes de que se produzca una supernova. Muchos de los restos de supernovas darán lugar a la formación de estrellas de neutrones, que pueden producir las mayores abundancias de los elementos más pesados de todos al colisionar y fusionarse. Nicole Rager Fuller/NSF

Cuando se produce la reacción de fusión galopante, el único retraso en la salida de la luz se debe a que se produce en el núcleo de esta estrella, y el núcleo está rodeado por las capas exteriores de la estrella. Esa señal tarda un tiempo finito en propagarse hasta la superficie más externa de la estrella -la fotosfera-, donde puede viajar en línea recta a la velocidad de la luz.

En cuanto salga, la radiación abrasará todo lo que se encuentre en su camino, haciendo que la atmósfera (y cualquier océano restante) desaparezca inmediatamente del lado que mira a la estrella de un planeta similar a la Tierra, mientras que el lado nocturno duraría entre segundos y minutos más. La onda expansiva de la materia seguiría poco después, envolviendo los restos de nuestro mundo calcinado y muy posiblemente, dependiendo de las características de la explosión, destruyendo el planeta por completo.

Pero cualquier criatura viva moriría seguramente incluso antes de que llegara la luz o la onda expansiva de la supernova; nunca verían venir su desaparición. En cambio, los neutrinos -que interactúan con la materia tan raramente que una estrella entera, para ellos, funciona como un panel de vidrio para la luz visible- simplemente se alejan omnidireccionalmente, desde el momento de su creación, a velocidades indistinguibles de la velocidad de la luz.

Además, los neutrinos transportan una enorme fracción de la energía de una supernova: aproximadamente el 99% de ella. En un momento dado, con nuestro mísero Sol emitiendo sólo ~4 × 1026 julios de energía cada segundo, aproximadamente 70 billones (7 × 1013) de neutrinos pasan por tu mano. La probabilidad de que interactúen es ínfima, pero ocasionalmente ocurrirá, depositando la energía que lleva en tu cuerpo cuando sucede. Sólo unos pocos neutrinos hacen esto en el transcurso de un día típico con nuestro Sol actual, pero si se convirtiera en una supernova, la historia cambiaría drásticamente.

La radiación Cerenkov que aparece a lo largo de los tubos fotomultiplicadores que recubren las paredes del detector, muestra la exitosa metodología de la astronomía de neutrinos y el aprovechamiento de la radiación Cherenkov. Esta imagen muestra múltiples eventos, y forma parte del conjunto de experimentos que nos permiten comprender mejor los neutrinos. Los neutrinos detectados en 1987 marcaron el inicio de la astronomía de neutrinos y de la astronomía multimensajero. Colaboración Super Kamiokande

Cuando se produce una supernova, el flujo de neutrinos aumenta aproximadamente en un factor de 10 cuatrillones (1016), mientras que la energía por neutrino aumenta en torno a un factor de 10, lo que aumenta enormemente la probabilidad de que un neutrino interactúe con tu cuerpo. Cuando se hacen las cuentas, se comprueba que, incluso con su extraordinaria baja probabilidad de interacción, cualquier criatura viva -desde un organismo unicelular hasta un ser humano complejo- sería hervida de dentro a fuera sólo por las interacciones de los neutrinos.

Este es el resultado más aterrador que se puede imaginar, porque nunca se vería venir. En 1987, observamos una supernova desde 168.000 años luz con luz y neutrinos. Los neutrinos llegaron a tres detectores diferentes en todo el mundo, abarcando unos 10 segundos desde el primero hasta el último. La luz de la supernova, sin embargo, no empezó a llegar hasta horas después. Para cuando llegaron las primeras señales visuales, todo lo que había en la Tierra ya se había vaporizado durante horas.

El medio interestelar con elementos pesados. Los anillos exteriores son causados por eyecciones anteriores, mucho antes de la explosión final. Esta explosión también emitió una gran variedad de neutrinos, algunos de los cuales llegaron hasta la Tierra. ESO / L. Calçada

Quizás la parte más aterradora de los neutrinos es que no hay una buena manera de protegerse de ellos. Incluso si tratas de bloquear su camino hacia ti con plomo, o un planeta, o incluso una estrella de neutrones, más del 50% de los neutrinos seguirían pasando. Según algunas estimaciones, no sólo toda la vida en un planeta similar a la Tierra sería destruida por los neutrinos, sino que cualquier vida en cualquier lugar de un sistema solar comparable correría la misma suerte, incluso a la distancia de Plutón, antes de que llegara la primera luz de la supernova.

El único sistema de detección temprana que podríamos instalar para saber que algo se acerca es un detector de neutrinos suficientemente sensible, que pudiera detectar las firmas únicas y seguras de los neutrinos generados por cada una de las quemas de carbono, neón, oxígeno y silicio. Sabríamos cuándo se produce cada una de estas transiciones, dando a la vida unas horas para despedirse definitivamente durante la fase de combustión del silicio antes de que se produzca la supernova.

producidos por las estrellas y otros procesos en el Universo. Cada conjunto de neutrinos producidos por un proceso de fusión diferente en el interior de una estrella tendrá una firma de energía espectral diferente, lo que permitirá a los astrónomos determinar si su estrella madre está fusionando carbono, oxígeno, neón y silicio en su interior, o no. Colaboración IceCube / NSF / Universidad de Wisconsin

Es espeluznante pensar que un evento tan fascinante y destructivo como una supernova, a pesar de todos los efectos espectaculares que produce, acabaría con todo lo que estuviera cerca antes de que llegara una sola señal perceptible, pero ese es absolutamente el caso de los neutrinos. Producidos en el núcleo de una supernova y arrastrando el 99% de su energía, toda la vida en un lugar como la Tierra recibiría una dosis letal de neutrinos en 1/20 de segundo como cualquier otro lugar del planeta. Ninguna cantidad de blindaje, incluso por estar en el lado opuesto del planeta a la supernova, ayudaría en absoluto.

Cuando cualquier estrella se convierte en supernova, los neutrinos son la primera señal que se puede detectar de ellos, pero cuando llegan, ya es demasiado tarde. Incluso con lo poco que interactúan, esterilizarían todo su sistema solar antes de que llegara la luz o la materia de la explosión. En el momento de la ignición de una supernova, el destino de la muerte está sellado por el asesino más sigiloso de todos: el escurridizo neutrino.