Supernovas

Muchas de las cosas materiales que observamos en nuestro entorno parecen poseer la condición de ser eternas: los mares, las montañas, la atmósfera terrestre. Pero si nos damos el tiempo suficiente, al final comprobaremos que todas las cosas materiales terminan transformándose. Hasta los átomos que las estructuran están destinados a la extinción y el aniquilamiento. Las estrellas, también mueren, igual que Ud. o yo, o cualquier ser vivo. Se altera su sustancia, sus elementos se dispersan por los espacios interestelares y los restos de algunas acaban sepultados en tumbas siderales para que queden fuera del alcance del tiempo y del espacio. Una estrella, cuando ya ha consumido la mayor parte del hidrógeno original, empieza a tener los embates de la ancianidad, ¡en forma harto prematura! Su centro se empieza a contraer y su exterior, a expandir. Con la expansión se enfría, pierde algo de su brillo y la estrella se convierte en una gigante roja (recordemos que el rojo lo emiten cuerpos más fríos). Con la compresión, el centro se hace más denso y los núcleos de helio ahora se funden formando carbono y otros núcleos más pesados, hasta llegar al Fe 56 (hierro 56) que ya no cambia más. Como no hay entonces reacciones ni liberación de energía, nada compensa el empuje gravitacional y se produce la contracción final. El estudio e investigación sobre el destino final de una estrella es algo que forma parte de un problema más general de la física, al cual lo reconocemos como «problema del estado final», es decir, el de determinar qué es lo que sucede en último término con un ente cualquiera si esperamos el tiempo suficiente. Sin embargo, es posible llegar a conclusiones concretas si examinamos el destino de las estrellas. En ello, es posible descubrir procesos físicos sorprendentes que, estudiosos que llegan a esas conclusiones, no dejan de tener más de una dificultad para aceptarlos, incluso a regañadientes, como hechos normales que se dan en la naturaleza. Los fenómenos upernóvicos no son ajenos a lo anterior y, sobre ellos, centraremos nuestros esfuerzos para describirlos y entenderlos en esta sección. Después de quemar hidrógeno y convertirlo en ceniza de helio durante miles de millones de años, la estrella se queda sin combustible hidrogénico en el núcleo, crisis energética que termina su futuro. Recordemos que la combustión nuclear proporciona continuamente la elevada temperatura necesaria para impedir el colapso gravitatorio. Cuando cesa esa combustión, la estrella reanuda su proceso colapsante. Los astrofísicos conciben tres destinos posibles para las estrellas que colapsan: pueden convertirse en enanas blancas, en estrellas de neutrones o en agujeros negros. El que aguarde a una estrella concreta, uno u otro de esos tres destinos, dependerá fundamentalmente de la masa que comportaba en la secuencia principal. Las estrellas de menos de M = ‹ 6M, terminarán sus calurosas vidas como una estrellita «enana blanca», en que día a día se van enfriando como señal inequívoca de una muerte estelar. Las estrellas de tamaño mayor sufren una explosión como una «supernova», cuyo residuo es una estrella de neutrones (básicamente, un gigantesco núcleo atómico del tamaño de una ciudad). Se supone que las estrellas que en el estado de la frecuencia principal tienen masa superior a M = › 14M, se colapsa en un «agujero negro», objeto en el que el propio espacio se vuelve como si dijésemos, «del revés». Al explosionar una estrella masiva como una supernova los elementos químicos pesados que se han formado en el interior de la estrella son arrojados violentamente al espacio, contaminando el entorno interestelar donde ocurre la explosión. La próxima generación de estrellas que se forme a partir de esa nube contaminada tendrá trazas de carbono, oxígeno, nitrógeno, etc. Las nubes interestelares contenían inicialmente sólo hidrógeno y helio, los elementos pesados fueron todos fabricados en las estrellas y arrojados al espacio por las supernovas. Después de varias generaciones de estrellas hace 4 mil 600 millones de años, una nube interestelar dio origen al Sol y en el proceso se formó el sistema planetario con la Tierra incluida; luego surgió la vida y sus secuencias evolutivas. Los átomos de la materia que nos rodea y que componen nuestros cuerpos, fueron fabricados en el interior de una estrella y llegaron a la nebulosa solar por medio de una supernova. Absolutamente todos los átomos que componen las cosas y entes vivos que nos rodean tienen más de 4 mil 600 millones de años. Los átomos de hidrógeno tienen entre 12 y 16 mil millones de años; los átomos de elementos más pesados tienen una edad menor que los de hidrógeno pero mayor que 4.600 millones. La edad que nos asignamos tiene como organización el tiempo que ha transcurrido desde nuestro nacimiento, pero los átomos de las células que componen nuestro cuerpo tiene una antigüedad mucho mayor. Nuestro origen orgánico procede de polvo de estrellas, polvo de supernovas para ser más precisos. Pero cuando hablamos de supernovas, debemos precisar que no siempre este fenómeno ocurre como consecuencia de la etapa final de la vida de una estrella supergigante. También se da en otras circunstancias estelares. En astrofísica se distinguen dos tipos físicos básicos de supernovas: Supernovas de Tipo I y Supernovas de Tipo II. SUPERNOVAS DEL TIPO I EL JUEGO MORTAL EN LA DANZA DE UNA PAREJA ESTELAR Para explicar las explosiones de estrellas pobres en hidrógeno que se observan en el espacio, los astrofísicos han desarrollado diferentes modelos teóricos que incluyen sistemas binarios de estrellas -pares de estrellas muy cerca una de la otra que cada una ejerce una influencia sustancial en la evolución de la compañera-. Aquí describiremos el modelo que más aceptación concita entre los estudiosos del tema, se trata del conocido como supernovas del tipo I. Los sistemas binarios que producen una supernova de tipo I pueden estar constituidos por dos estrellas que cada una tiene, en la secuencia principal, no más de M = 6M. Cada miembro de la pareja, fusionaría su núcleo de hidrógeno a helio y progresivamente a elemento más pesados, se expandiría a una gigante roja; pero una de las estrellas de la pareja perdería primero su capa envolvente de hidrógeno y se contraería hasta ser una densa enana blanca, con un tamaño no superior a 1,44 M. Estas parejas binarias de estrellas empiezan la secuencia principal de sus vidas separadas por varias unidades astronómicas (la distancia entre la Tierra y el Sol). Una vez que una de ellas alcance la etapa evolutiva de enana blanca, puede causar la convergencia hacia su propia superficie de materia de la estrella compañera y que, al acumular la enana blanca masa superior a M = ›1,44M, ésta se derrumba generando una gran explosión. Dentro del marco teórico de uno de los modelos que explican el fenómeno de la supernova de tipo I, se cree que ello comienza con dos estrellas de la secuencia principal orbitando alrededor de un centro de gravedad común. La más masiva de las dos pasa más rápidamente a la fase de gigante roja, mientras la otra compañera se mantiene en la secuencia principal. Al transmutarse los últimos restos de hidrógeno en helio dentro del núcleo de la gigante y empezar a colapsarse, el gran calor interno que se ha generado obliga a las capas externas a expandirse. El gas se infla hasta que se extiende más allá de la esfera de dominio gravitacional de la estrella y es capturado por la gravedad de la segunda estrella. Algunas de esas masas capturadas de hidrógeno fluyen hacia la compañera que todavía se encuentra en la secuencia principal. El flujo de hidrógeno de que hablamos puede precipitarse tan rápidamente que la gravedad de la estrella receptora no puede resistirlo. Parte del gas que se escapa forma una nube que envuelve a ambas estrellas. Esta especie de envoltura que abarca a las dos estrellas arrastra a ambas, cambiando sus órbitas, acercándolas entre sí. La distancia entre las dos estrellas se estrecha en un porcentaje importante, y su movimiento orbital crea un efecto de «batidora» que revuelve la envoltura, enviando la mayor parte de ésta fuera del sistema binario. Todo lo que queda de la gigante roja después de la merma de materia es un núcleo denso de materiales degenerados, de un tamaño semejante al de la Tierra, pero tan masivo como el Sol, al cual lo reconocemos como estrella enana blanca. La enana blanca y su compañera que todavía se encuentra en la secuencia principal, que ahora contiene el único hidrógeno del sistema, continúan orbitando alrededor del centro común, pero a una distancia menor que la que tenían antes. Con el tiempo, la estrella que todavía está en la secuencia principal alcanza la fase de gigante roja y expande sus capas de hidrógeno. En el tiempo, la gigante roja ha logrado expandirse lo suficientemente como para perder el control gravitacional de sus capas exteriores, y el ciclo empieza de nuevo. El hidrógeno fluye hacia la compañera enana blanca atraído por la mayor gravedad producida por la densidad de ésta, dejando a la estrella en evolución con un núcleo de helio y formando otra envoltura común. Este gas arrastra a las dos estrellas, acercándolas entre sí. Una vez más su acción orbital combinada aleja la mayor parte de la materia de la envoltura, despojando completamente al sistema de hidrógeno. Pero la mayor gravedad que genera la densidad de la enana blanca sigue atrayendo materia de la estrella en evolución, la que va siendo depositada en la superficie de la primera. Eventualmente, se puede llegar a un momento en que la materia que se le ha sumado a la superficie de la enana blanca exceda los límites que establecen los estudio que realizó Chandrasekhar de M=1,44M , provocando con ello la insustentación de la enana blanca y el encendido de la llama termonuclear.

En el tiempo, la gigante roja ha logrado expandirse lo suficientemente como para perder el control gravitacional de sus capas exteriores, y el ciclo empieza de nuevo. El hidrógeno fluye hacia la compañera enana blanca atraído por la mayor gravedad producida por la densidad de ésta, dejando a la estrella en evolución con un núcleo de helio y formando otra envoltura común. Este gas arrastra a las dos estrellas, acercándolas entre sí. Una vez más su acción orbital combinada aleja la mayor parte de la materia de la envoltura, despojando completamente al sistema de hidrógeno. Pero la mayor gravedad que genera la densidad de la enana blanca sigue atrayendo materia de la estrella en evolución, la que va siendo depositada en la superficie de la primera. Eventualmente, se puede llegar a un momento en que la materia que se le ha sumado a la superficie de la enana blanca exceda los límites que establecen los estudio que realizó Chandrasekhar de M=1,44M , provocando con ello la insustentación de la enana blanca y el encendido de la llama termonuclear. Tan pronto encendido el fuego termonuclear, la enana blanca se desploma rápidamente, arrastrando con ello también la masa de la otra compañera del sistema. ·         El radio de la enana blanca disminuye. ·         La densidad aumenta. ·         La temperatura aumenta. A temperaturas y densidades más alta los átomos de carbono y de oxígeno se fusionan en una variedad de elementos pesados, algunos de ellos con fuertes emisiones radiactivas. Lo que acontece en ese lugar estelar del espacio es igual a una bomba de fusión. Hay una gran explosión supernóvica, en cuya conflagración estelar es arrojada al espacio una gran cantidad de materia, pero sin tan siquiera un rastro del hidrógeno con el que empezaron las estrellas.

SUPERNOVAS DEL TIPO II LA CATÁSTROFE FINAL DE UNA SUPERESTRELLA La fase final de la existencia de una estrella con una masa de M= › 6M en la secuencia principal, es un fenómeno asombroso que tiene un decenlase espectacular. Después que la estrella ha agotado su combustible nuclear, ha generado un masivo núcleo de hierro, y pierde el equilibrio de sustentación frente a su propia gravedad, se desploma en una explosión en el cielo de supernova del tipo II. Explosiones de supernovas no son fenómenos frecuentes y, normalmente, son detectados en el cielo por telescopios, aunque unos pocos de ellos se han visto a simple vista. Los antiguos chinos los llamaban «estrellas visitantes». Famosas supernovas en nuestra galaxia han sido las descubiertas por los chinos el 4 de junio de 1054, por Tycho Brahe en 1572, por Johannes Kepler en 1604, y en el Observatorio de Las Campanas, en Chile, el 24 de febrero de 1987. La imagen de la izquierda corresponde a la supernova que se observó en febrero de 1987. En un momento dado la estrella que dio origen al fenómeno supernóvico era un simple disco casi indistinguible en las noches del Hemisferio Sur. De pronto, se expandió e iluminó proyectándose en la historia como la supernova 1987a. El espectacular acontecimiento estelar ocurrió a 170.000 años luz de la Tierra en la vecina galaxia La Gran Nube de Magallanes; la explosión fue la más cercana en casi cuatro siglos y representó una excelente oportunidad para astrónomos y astrofísicos para afinar las teorías preexistentes sobre los paroxísticos finales de vida de las estrellas. Una protoestrella del tamaño de cientos de veces el del Sol, en el transcurso de unos pocos miles de años, se contrae suficientemente para acercarse al status de estrella. En ese proceso de convección se genera una transportación de calor desde el núcleo hacia la superficie a través de enormes capas de hidrógeno, siendo ella misma un horno a 3.000° Kelvin. Una estrella que parte su vida desde una masiva protoestrella, normalmente alcanzan masas del orden de M = › 6M (sobre seis masas solares), y se caracteriza por ser muy caliente, brillante y azulada. Pero además, describe durante su existencia una rápida y agitada evolución. Sólo el hecho de la corta existencia que ha demostrado tener comparado con estrellas menores hace extraña a una estrella de gran masa. Durante la existencia de vida de una estrella de gran tamaño se generan reacciones, prácticamente, en forma simultánea a diferentes profundidades de la estrella, conformando capas de actividad termonuclear que, con la gran cantidad de energía radiada, contrarresta la gravedad que la empuja hacia su centro. Sin embargo, esta imponente estructura estelar tiene una debilidad: su alta temperatura. Al principio pasan rápidamente a través de las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas de masa mayor tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Después de que sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de la estrella permite continuar la fusión y elevarle la temperatura para que se inicien reacciones nucleares que transmuten el C12 (carbono 12) en 016 (oxígeno 16), luego en Ne20 (neón 20); Mg24 (magnesio 24); Si28(silicio 28), que le sirve como nuevo combustible nuclear; S32 (azufre 32), etc. hasta dejar como último residuo a un núcleo de Fe 56 (hierro 56), cuyo átomo, tal como ya lo señalamos, es el que tiene la masa mínima por partícula nuclear. La estrella que se generó desde esa gran protoestrella, al transmutar su núcleo de hidrógeno en helio, se une a la secuencia principal, pero no por mucho tiempo, no más de 100 millones de años. En esta etapa, una estrella de este tipo tiene una radio R = 6R (seis veces el del Sol) y una temperatura superficial superior en cuatro veces la que tiene el Sol; una estrella de este tamaño se quema brillante y rápidamente. Al cambiar el núcleo a helio, se encoge. A su alrededor, se forma una zona de hidrógeno agotado, rodeada a su vez por una capa rica en hidrógeno. Calentada por el núcleo, la estrella dobla su tamaño, en camino hacia el status de supergigante. Al expandirse la masiva estrella a partir del calor de su núcleo de helio en contracción, la capa rica en hidrógeno de alrededor de su núcleo se enciende, haciendo crecer la estrella hasta una supergigante con un diámetro que puede llegar a ser hasta cien veces mayor que el del Sol. En esta fase, el núcleo de la estrella experimente continuos colapsos generando en ello altísimas temperaturas. En esta etapa, el núcleo alcanza unos 100 millones de grados, y su helio se fusiona en carbono y oxígeno. Una capa transmutando hidrógeno en helio rodea al núcleo. Ahora, con un diámetro que puede llegar a ser unas 300 veces el del Sol, a la supergigante le queda solamente unas pocas opciones de fusión antes de llegar a su destino final que puede ser el de una supernova para una post-mortis de estrella de neutrones o un agujero negro. Después de haber completado una gran parte de la cadena de transmutaciones, desde el carbono al magnesio, el núcleo alcanza una temperatura de alrededor de los 5.000 millones de grados, durante la combustión nuclear del silicio, los núcleos atómicos producidos durante la vida de la estrella, vuelven a disociarse en protones, neutrones y neutrinos, revirtiendo el proceso de formación de elementos, lo que consume energía y hace bajar la temperatura. Los neutrinos al escapar del núcleo, ayudan a enfriarlo y éste se contrae. Cuando una estrella supergigante llega al final de sus días, su comportamiento se parece al de un astro estelar super energizado, con diferentes capas de materiales en permanente fusión que se aglomeran al igual que la forma de una cebolla, entro los cuales se distinguen capas de hidrógeno sobre helio; de helio sobre carbono; de carbono sobre silicio y, de este último, sobre un núcleo de hierro. El núcleo de hierro se degenera constantemente y crece en masa en los procesos de fusión. Cuando la masa de hierro del núcleo se encuentra al borde de tener un tamaño de 1,4 M, la estrella alcanza las siguientes características: ·  Un radio de 3.500 kilómetros. ·  Una densidad de 20 toneladas por cm3 Cuando la estrella contrae el núcleo en lugar de producirse una reacción nuclear que libere energía se produce una reacción que absorbe la energía del núcleo de la estrella, la estrella se colapsa pues se queda sin sustentación en el centro; la estrella implota (se desploma hacia adentro) para rebotar en el centro y producirse una gran explosión que la destruye como consecuencia del triunfo definitivo de la fuerza de atracción gravitacional. La estrella aumenta su brillo de modo considerable por unas semanas; puede llegar a ser diez mil millones de veces más brillante que el Sol, liberando en uno o dos meses toda la energía que le quedaba en su interior. Ese fenómeno se llama una supernova, en que la gran estrella expele la mayor parte de su materia.

La estrella que explosionó para convertirse en SN1987A se llamaba Sanduleak y «vivía» en la vecina galaxia de La Gran Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur. Pasó la mayor parte de su existencia recreándonos con su presencia azul de la secuencia principal, midiendo alrededor de veinte veces la masa del Sol. Era una excelente consumidora de combustible, del orden de 20 billones de toneladas de átomos de hidrógeno por segundo. Esa excelencia, le significó abandonar el catastro de estrellas vivas, como consecuencia de una explosión supernóvica, a la temprana edad de unos 10 millones de años; en una expresión idiomática de mi país, Chile: una guagua. Sanduleak era sólo un bebé cuando se convirtió en supernova; en contraste, el Sol, una estrella de tamaño medio, es ya 500 veces más viejo y está tan sólo hacia la mitad de su proyectada vida de 10.000 millones de años.

Una supernova es generada por el desequilibrio que se produce entre la propia gravedad de la estrella y las mediatizadas presiones que se generan en fusiones de energía insuficiente, por carecer de combustible. En las supernovas de tipo II, el silicio que se aloja en el núcleo, después de todos los procesos de transmutaciones anteriores, juega un excelente papel de productor de hierro, tanto como que sobrepasa la capacidad de «almacenaje» del núcleo de la estrella saturándolo. Al haber obtenido tanta masa los núcleos por las razones descritas, éstos son incapaces de sostenerse, ya que no cuentan con presiones internas suficientemente energéticas que los apuntalen frente a la gravedad y terminan desplomándose en una implosión. Esta implosión, si la masa del núcleo no es muy grande, no mayor que M = ‹ 6M, puede ser detenida por una presión de neutrones, lo único conocido en la naturaleza capaz de frenar los desplomes gravitatorios de núcleos estelares con esas características.

Galaxia NGC 1316, Fornax A, fotografiada el 7 de noviembre de 1977 (izquierda) y el 10 de diciembre de 1980 (derecha). En esta última se indica la supernova encontrada por la astrónoma Marina Wischnjewsky de la Universidad de Chile . Fotografías obtenidas por el astrónomo F. Schweizer con el telescopio de 4 metros del Cerro Tololo.

Al ser detenido el desplome total del núcleo de la estrella, entonces ésta, que era una bella supergigante, adquiere las siguientes características: ·         Un radio de sólo 10 kilómetros. ·         Una densidad de la materia de 100 millones de toneladas por cm3 Cuando se consigna un núcleo remanente de una densidad de 100 millones de toneladas por cm 3, estamos hablando entonces que en ese proceso el núcleo alcanzó las características de uno atómico. Es muy difícil que la materia se siga apretando más allá de la densidad de un núcleo atómico, ya que este se hace resistente a una compresión adicional y la desplaza hacia fuera de él. Los rebotes que se dan en el núcleo emiten descargas de ondas energetizadas a través de las distintas capas exteriores de la estrella (silicio, oxígeno, carbono, e hidrógeno), y las recalienta en la superficie, proceso que es ayudado por los neutrinos, los cuales pueden ser absorbidos por gases y materias enrarecidos, y por las convecciones. El gas recalentado se expande hacia el exterior para formar un remanente de supernova, al igual que la conocida Nebulosa del Cangrejo. Después de generada una explosión de supernova, sus consecuencias pueden ser observadas como un bucle de nubes dilatadas como subproducto del fenómeno. Uno de los remanentes de supernovas más famoso es el de la Nebulosa del Cangrejo (M1), que corresponde a los restos que quedaron de la supernova de 1054, cuyo relato del hecho aparece en la literatura china, y es el primer objeto de la lista del Catálogo Messier. Después de generada una explosión de supernova, sus consecuencias pueden ser observadas como un bucle de nubes dilatadas como subproducto del fenómeno. Uno de los remanentes de supernovas más famoso es el de la Nebulosa del Cangrejo (M1), que corresponde a los restos que quedaron de la supernova de 1054, cuyo relato del hecho aparece en la literatura china, y es el primer objeto de la lista del Catálogo Messier. La nebulosa El Cangrejo se ha venido constituyendo como la Piedra Rosetta* de la astrofísica. Ello, debido a que perece contener la mayoría de los elementos atrayentes en los cuales los científicos han focalizado su atención y que se encuentran en la bóveda celeste. De hecho, estamos hablando de uno de los astros más espectaculares del cielo. Pero sumado a lo último, es un muy distinguido remanente de supernova. Además, cuenta con su particular estrella de neutrones o pulsar que emite longitudes ondas de radio, visibles, ultravioletas, y rayos X. En buenas cuentas, se trata de una nebulosa que, desde su descubrimiento en 1054, goza de uno de los más altos pedigree dentro del círculo de los estudiosos del universo. Una remanente de supernova de tipo II libera una cantidad enorme de energía, cuya estimación se puede ver a continuación: ·         Energía de neutrinos = 1046Js. ·         Energía del gas dilatable = 1044Js. ·         Energía de fotones = 1042Js. Para distinguir cual grande son las cifras de energía que se libera en un remanente de supernova de tipo II, se pueden comparar con las estimaciones que se tienen sobre la liberación de energía del Sol durante su existencia en la secuencia principal, la cual se cree que bordeará los 1044Js. La luz que emite una supernova viene a ser como un subproducto. La mayoría de la energía que producen estos astros es irradiada hacia el espacio por los neutrinos. Si después de la explosión supernóvica, el núcleo que queda en el centro del remanente logró ser apuntalado frente a la gravedad por los neutrones, es posible que entonces se convierta en una estrella de neutrones, las cuales son reconocidas por las pulsaciones de radio, y los rayos X y gamma que emiten.