En 2011 el telescopio espacial Kepler registró el estallido de una supergigante roja. En el momento de máximo brillo llegó a ser mil millones de veces más luminosa, esto es, más brillante que todas las estrellas de la Galaxia juntas, como 100.000 millones de estrellas.
¿Qué es lo que lleva a morir de esta forma tan catastrófica? Para entenderlo debemos tener en cuenta que la vida de una estrella es una lucha continua contra su propia gravedad, que tiende a concentrar toda la masa en el centro. La única forma de impedirlo es usar la energía liberada por el horno nuclear central. ¿Pero qué sucede cuando agota su combustible? Entonces la gravedad vuelve a actuar y el colapso gravitatorio amenaza su futuro. En el caso del Sol esto sucederá cuando se termine el hidrógeno del núcleo, y ahí acabará la vida nuclear de nuestra estrella. Pero en aquellas que sean mucho más masivas la situación es totalmente diferente: acabado el hidrógeno, el núcleo se contrae lo suficiente para aumentar la temperatura y comenzar la combustión del helio. La fusión del helio en carbono libera menos energía que la de hidrógeno a helio, por lo que la reacción debe ir más deprisa para generar la energía suficiente que mantenga la estructura de la estrella: en un millón de años el helio del núcleo se agota. Cuando el tanque de combustible de helio se acerca a la reserva, el núcleo vuelve a contraerse para aumentar su temperatura hasta que llega a producirse la fusión del carbono y helio en oxígeno.
Una vez agotado todo el helio la estrella debe aumentar la temperatura del núcleo hasta los 600 millones de grados: entonces se forma, además del oxígeno, una panoplia de otros elementos como el sodio, magnesio… Esta reacción libera la mitad de la energía del helio, luego la estrella solo la puede mantener durante 100.000 años. A continuación le toca el turno al oxígeno, que produce silicio y azufre, en una serie de reacciones que duran tan solo 10.000 años. Esto va a ser una constante en lo que queda de vida a la estrella: la reacción nuclear siguiente va a producir menos energía, en torno a la décima parte de la anterior. A medida que se va cerrando una vía y abriendo la siguiente la estrella va adquiriendo la característica estructura de capas de cebolla: un núcleo denso formado de átomos pesados recubierto por capas sucesivas de oxígeno, carbono, helio e hidrógeno.
En el momento en que comienza la fusión del silicio para producir hierro la suerte de la estrella está echada. Este viaje de un solo día termina con una espectacular explosión que nuestra galaxia presencia cada 50 años: la supernova.
A medida que termina la combustión del silicio el núcleo empieza a contraerse y sube su temperatura por encima de los 5.000 millones de grados. La energía liberada es tan intensa que la estrella empieza a deshacer el trabajo que ha ido realizando durante toda su vida, pues los fotones generados son tan energéticos que rompen los núcleos de hierro en helio, un proceso que además roba energía a la estrella. Para poder mantener su estructura y no colapsar, el núcleo empieza a comprimirse, cada vez más deprisa, aumentando su densidad. Cuando llega a las 10.000 toneladas por centímetro cúbico los electrones alcanzan la energía suficiente para convertir los protones en neutrones, robando más energía a la estrella. Por si no fuera poco este proceso libera neutrinos, que escapan torrencialmente de la estrella. La pérdida de energía es rápida e inexorable y la gravedad va haciendo su trabajo, colapsando cada vez más rápidamente el núcleo de la estrella, lo que aumenta la densidad y dispara la creación de neutrones. Para hacernos una idea de esta huida hacia adelante imaginemos la Tierra comprimiéndose al tamaño de Madrid o Barcelona en menos de un segundo.
