¿Qué es una supernova?

En los últimos tiempos estamos escuchando mucho la palabra supernova que, de alguna forma u otra, podemos identificar con una estrella que explota. Por ejemplo, hace sólo unas pocas semanas avisaba por aquí y aquí de una supernova en la galaxia cercana M 51. Revisando mis historias en el blog veo que no he contado demasiado sobre estos fenómenos. La primera vez que hablé de supernovas fue en la historia La Supernova de los Anasazi, en verano de 2004, la que sigue siendo una de mis entradas favoritas en este blog. La siguiente entrada sobre supernovas fue casi cuatro años después, el 15 de mayo de 2008, en La supernova más joven de la Galaxia, seguida de El eco de una supernova de hace 3 siglos el 30 de mayo de 2008. Después escribí sobre ellas en los suplementos de El Zoco en Diario Córdoba (octubre de 2009), pero no subí la historia aquí. Ya en 2011, aparte de las dos señaladas anteriormente, en enero publiqué una nota sobre como Una niña de 10 años descubre una supernova. Así que voy a aprovechar el congreso Supernovas y sus galaxias anfitrionas (Supernovae and their host galaxies), del que algo conté ayer, para introducir mejor a estos interesantes objetos, las supernovas.

Ejemplo de explosión de supernova en una galaxia cercana. Se trata de la galaxia NGC 4526 con la supernova SN1994D (abajo a la izquierda), clasificada del tipo Ia. Es la misma imagen que se usa en el póster del congreso Supernovas y sus galaxias anfitrionas (Supernovae and their host galaxies) que se celebra esta semana en Sydney. Crédito de la imagen: NASA, ESA, The Hubble Key Project Team, and The High-Z Supernova Search Team.
Definición de supernova
De forma rápida, la definición de supernova sería una estrella que explota, por lo que su brillo aumenta enormemente, siendo posible su observación en galaxias muy lejanas y, en caso de suceder en nuestra Galaxia, puede hacer que la estrella progenitora, quizás casi invisible con telescopios normales, pase a ser visible a simple vista. Las supernovas son, así, fenómenos transitorios, puesto que después de la explosión el brillo del objeto decae poco a poco durante las siguientes semanas o meses, hasta que deja de observarse.
¿Por qué explota una estrella como supernova?
Actualmente se aceptan dos procesos físicos mediante los que una estrella puede explotar como supernova:
1: Muerte de estrellas masivas
Las estrellas con masa 8 veces superior a la masa del Sol (interesante: en este congreso se está hablando de 9 masas solares en lugar de 8 como límite inferior para que una estrella masiva muera con una explosión de supernova) sintetizan en sus núcleos una gran cantidad de elementos químicos, usando como combustible los desechos de las anteriores reacciones nucleares. Llega un momento que la estructura de la estrella es una capa de hidrógeno, seguida de otra de helio (producto de la combustión del hidrógeno), debajo otra capa de carbono y oxígeno (productos de la quema del helio), a la que sigue una capa de neón, magnesio, aluminio (productos de la fusión nuclear del carbono y oxígeno), en su interior otra capa de silicio, y finalmente un núcleo de níquel e hierro. El hierro es el elemento más estable de la Naturaleza y no se puede fusionar para dar energía. En este momento, y tras superar varias fases (el núcleo se comprime a , la estrella termina explotando por el colapso de su núcleo. A este tipo de supernovas se las conoce como supernovas del colapso del núcleo estelar (Core-Collapse supernovae), y suelen dejar como resto una estrella de neutrones.

Diagrama mostrando muy esquemáticamente cómo explota una estrella masiva. Una vez alcanzado el núcleo de hierro no se producen más reacciones nucleares, por lo que el núcleo se contrae por su propio peso (implosión). La enorme fuerza de gravedad comprime el material hasta que incluso se llegan a superar las densidades propias de los núcleos atómicos. Pero esta configuración es muy inestable, por lo que el núcleo se expande de repente hacia fuera: se dice que el núcleo rebota. Sin embargo, el material de las capas estelares superiores al núcleo sigue cayendo hacia el centro, provocándose una onda de choque que termina destrozando la estrella (explosión de supernova). La explosión también destruye los propios núcleos de hierro, que se fraccionan en elementos más ligeros, aunque algunos se combinan para dar núcleos mucho más pesados. Finalmente, queda una estrella de neutrones (densidades de núcleos atómicos) y los restos diseminados de la estrella muerta (resto de supernova). Diagrama de Mafalda Martins, ESO.
2: Explosión de una estrella enana blanca
Por otro lado, están las supernovas que provienen de la explosión de una estrella enana blanca. Las enanas blancas no son otra cosa que los núcleos desnudos de estrellas tipo Sol, que murieron en fase de nebulosa planetaria hace mucho tiempo. Así, las enanas blancas están compuestas básicamente de la combustión del hidrógeno (helio) y del helio (carbono y oxígeno) En muchos sistemas de estrellas binarios, sucede que una de las estrellas (la que tiene masa mayor) se convierte en enana blanca, mientras la otra estrella sigue aún brillando de forma constante (como el Sol). Cuando a esta estrella compañera le llega la hora y se infla como gigante roja (eso ya le pasó a la estrella que originó la enana blanca), puede originarse un flujo de materia entre la gigante roja y la enana blanca (vamos, que la enana blanca le roba materia a la gigante roja). Llega un momento en el que la masa de la enana blanca supera un límite (que sabemos es de unas 1.4 veces la masa del Sol, se llama límite de Chandrasekhar) que hace que la temperatura del núcleo sea la idónea para que el carbono del núcleo se fusione. Esto libera en un momento una gran cantidad de energía que, finalmente, hace explotar la estrella enana blanca, llevándose en la explosión a la pobre gigante roja (aunque muchas veces sale disparada a gran velocidad). Este tipo de supernovas no dejan ningún resto apreciable, siendo las más violetas y luminosas, por lo que se pueden observar a distancias cosmológicas.

Esquema explicando cómo sucede una supernova del tipo Ia como explosión de una estrella enana blanca.
Crédito: Wikipedia, NASA, ESA and A. Feild (STScI).
¿Y a qué se debe esa rara clasificación de supernovas?
La clasificación de las supernovas en los tipos I, II y derivados es puramente histórica, y está basada en las características de los espectros observados de la supernova. Las de tipo I NO muestran hidrógeno en sus espectros, mientras que las de tipo II sí. Dentro de las de tipo I, hay unas que muestran líneas de helio en sus espectros (tipo Ib), otras que muestran una línea muy intensa de silicio (tipo Ia) y otras que no muestran ni helio ni silicio (Ic). Las supernovas de tipo II se subdividen en dos categorías no provenientes de su espectro, sino de la forma en la que su brillo decae con el tipo: mientras el brillo de las supernovas de tipo II L decae de forma lineal, el brillo de las supernovas de tipo II P decae al principio tras el máximo pero luego se mantiene constante durante cierto tiempo (de ahí la P de plateau, meseta) antes de seguir decayendo hasta no observarse.
Lo importante aquí es saber esto:
- Las supernovas que provienen de la explosión de una enana blanca son del tipo Ia
- Las supernovas que provienen de la explosión de una estrella masiva son del tipo II, Ib y Ic (supernovas del colapso del núcleo).
Por cierto, parece que las supernovas de tipo Ib provienen de la explosión de estrellas Wolf-Rayet.
¿Explotará el Sol como supernova?
Veamos los dos casos. El Sol no tiene una masa mayor de 9 masas solares, así que no es lo suficientemente masiva como para realizar todas esas reacciones de fusión en su núcleo y explotar como supernova del colapso del núcleo. Por otro lado, el Sol se convertirá en una enana blanca dentro de unos 4500 millones de años, pero no tiene ninguna estrella compañera de la que pueda robar el material cuando ésta muera. Así que tampoco puede explotar como supernova del tipo Ia.
Más información
Hay muchos detalles sobre supernovas en esta página de Wikipedia (aquí en la versión en inglés).