¿Qué es una Supernova?

Una supernova es sin duda el suceso más espectacular de la evolución estelar. En la mañana del 4 de Julio de 1054 el astrónomo imperial Yang Wei-T’e hizo un descubrimiento. Justo pocos minutos antes de la salida del Sol, un nuevo objeto ascendía por el horizonte, más resplandeciente que Venus. Fue visible durante todo el mes de Julio. Aquí esta su relato:
Saludo humildemente. Observé el fenómeno de una nueva estrella. Su color es de un ligero amarillo iridiscente. Siguiendo órdenes del Emperador, hago respetuosamente la predicción que la nueva estrella no perturba a Aldebarán (la estrella más brillante de Tauro) esto indica que el país alcanzará gran poder. Ruego se guarde esta predicción en el Departamento de Historiografía.
Yang Wei-T’e, Astrónomo Imperial, 1054

Y es que las supernovas nos han fascinado desde la antigüedad, aparecen de repente, duran mucho tiempo visibles…y son la base de la vida en la Tierra y otros mundos.

La nueva estrella fue visible en toda la Tierra y otras civilizaciones mostraron el fenómeno astronómico, como la siguiente pintura realizada por la cultura Anasazi en Nuevo México. Muestra una estrella con diez puntas junto a la Luna Creciente.

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 Aunque las civilizaciones antiguas vieron aparecer una estrella donde antes no se veía nada, una supernova no marca el nacimiento de una nueva estrella, sino su muerte. Antes no se veía porque era demasiado débil para ser observada a simple vista. El nombre se lo dio Tycho Brahe, realizó una meticulosa observación en 1572 de la aparición de otra estrella. Su obra De Nova Stella (Sobre la Nueva Estrella) dio nombre a estas estrellas que aparecían de repente, las denomino novae o estrellas nuevas. Tienen una luminosidad un millón de veces superior al Sol. Más tarde se descubrieron estrellas más brillantes a las que se denomino supernovas, miles de millones de veces más luminosas que el Sol. La última observación a simple vista fue realizada por Kepler en 1604.

Pero el nombre asignado por Tycho Brahe no es correcto, la supernova no es el nacimiento de una estrella nueva sino su muerte de una forma violenta, tanto que su luminosidad puede ser superior al de toda una galaxia.

 La observación de una supernova a simple vista es un suceso que ocurre muy raramente. En el último milenio solo se han observado cinco en nuestra galaxia, en 1006, 1054, 1181, 1572 y 1604. Puesto que son sucesos raros se buscan en otras galaxias. El 23 de febrero de 1987se observo una supernova relativamente cerca, solo a 170.000 años luz, en la Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la nuestra. Fue un suceso espectacular pues fue la primera supernova que se observo antes que explotara. En la imagenes siguientes, a la izquierda antes de explotar y a la derecha después de la explosión.

1989-2010, Australian Astronomical Observatory, photograph by David Malin

La estrella que se convirtió en una supernova era una estrella con una masa 20 veces la solar, una supergigante azul con un diámetro 10 veces el Sol. Las supergigantes rojas tienen un diámetro 1000 veces superior al Sol. ESto hace que las supernovas de supergigantes azules sean menos luminosas que las de las supergigantes rojas. Observen su brillo comparado con el resto de las estrellas de Magallanes.

Supernova 1987A

 Encontrara más imágenes de supernovas en la web del telescopio Chandra y de Hubble.

 Si aun tiene interés en continuar leyendo, puede leer antes “Sistema binario Agujero negro-Estrella” y “Breve historia de los agujeros negros” donde introduzco un poco la evolución estelar de las enanas blancas y las estrellas de neutrones, muy relacionadas con las supernovas.

¿Qué es lo que determina que una estrella se convierta en una supernova y llegue a brillar tanto como una galaxia? Una supernova es la explosión de una estrella cuando llega al final de su vida. Los detalles del proceso no son enteramente conocidos pero es más o menos de la siguiente manera.

Primero hay que tener en cuenta que las supernovas se clasifican en dos tipos, I y II. Aunque es un poco más liados pues el Tipo I se subclasifica en Ia, Ib, Ic, pero no entrare en muchos detalles en este blog…bueno mejor si.  Estos diferentes tipos de supernovas tienen diferentes tipos de fuentes de energía para explotar violentamente. Las de Tipo II, Ib y Ic tienen su fuente de potencia en la energía gravitatoria, mientras las de Tipo Ia su fuente de potencia es la energía termonuclear de fusión, procedente del núcleo de una enana blanca.

¿Cómo son las supernovas del Tipo II, Ib i Ic?
Son estrellas supermasivas, entre 5 y 8 veces la masa solar y su tamaño llegaría hasta la órbita de Júpiter. Para determinar que sucede en una explosión de una supernova de este tipo tenemos que mirar dentro del núcleo estelar al final de su vida. Por supuesto, el interior de una estrella es opaco y solamente podemos mirar a través de los modelos teóricos basados en lo que conocemos sobre la estructura atómica.

Como en todas las estrellas, su vida se debate entre dos fuerzas, la de gravedad que tiende a contraer a la estrella y la de la presión de radiación que tiende a expandirla. La mayoría de las estrellas normales llegan a un equilibrio y tienen una larga vida de miles de millones de años, como nuestro Sol. La inmensa fuerza de gravedad de la estrella produce una enorme presión y temperatura en su núcleo.

Cuando la temperatura llega a unos 10 millones de grados empieza la cadena de fusión termonuclear. La temperatura es suficientemente grande para evitar la repulsión eléctrica entre protones y estos pueden unirse hasta distancias menores de 10^-13 cm, cien mil veces menor que el tamaño de un átomo. A estas distancias actúan las fuerzas nucleares de atracción y en un primer paso dos protones (H¹) pueden juntarse para formar un núcleo de hidrogeno pesado (H²) (deuterón), junto a la emisión de un positrón (e⁺) y un neutrino (ν). En el segundo paso el deuterón H² captura un protón H¹ y se forma un núcleo de helio-3 (He³), que es un isotopo del helio (He⁴). En el tercer paso, los núcleos de helio-3 He³ se juntan para formar un núcleo de He⁴ y liberar dos protones.

Este proceso forma helio y libera energía (E=Mc²) puesto que la masa de un núcleo de helio es más pequeña que la masa de los cuatro protones que se juntan para formarlo. No toda esta energía contribuye a la luminosidad de la estrella puesto que una pequeña cantidad se escapa en forma de neutrinos.

 La temperatura de 10 millones de grados da a los protones la velocidad suficiente para acercarse hasta distancias nucleares, pero no es suficiente para hacer lo mismo con el helio. La razón de ello es que aunque una temperatura de  10 o 15 millones de grados es suficiente para superar la repulsión electrostática en dos núcleos de helio He⁴ el resultado final de un núcleo de Berilio (Be⁸) no es estable. Se rompe inmediatamente de nuevo en los dos núcleos originales de helio. Para que la reacción nuclear de unir dos núcleos de helio para formar un núcleo de berilio sea estable se necesitan 100 millones de grados, una estrella más masiva. A esta temperatura la velocidad de los núcleos es tan elevada que aunque el Berilio exista solo un instante, existe una elevada probabilidad que otro núcleo de Helio colisione con el de Berilio y forme un núcleo de Carbono (C¹²) que es muy estable…por suerte…son los átomos que nos forman a nosotros…y se han fabricado de esta manera en el interior de una estrella gigante roja.

Estas estrellas masivas entran en una secuencia de reacciones nucleares que generan elementos cada vez más pesados hasta llegar a formar el Hierro. El Carbono (C¹²) se une con el Helio (He⁴) para formar Oxigeno (O¹⁶). El Carbono con el Carbono para formar Magnesio, los de Oxigeno con el Helio para formar Neón. A medida que se van generando elementos pesados, la temperatura central de la estrella aumenta por contracción gravitatoria hasta llegar a los mil millones de grados.

Cuando el núcleo de la estrella está formado por hierro, no se generan más elementos por fusión termonuclear. En esta fase se produce un cambio drástico en la estrella, ya que todo su combustible nuclear se ha agotado. Tiene un núcleo de hierro que pesa más que nuestro Sol, se ha roto el equilibrio entre la fuerza de gravedad y la de la presión de radiación. A medida que la temperatura interna de la estrella disminuye, también disminuye su presión interna. Entonces tiene lugar un tremendo colapso gravitatorio, la estrella no puede aguantar su propio peso y llega a alcanzar la densidad del núcleo atómico (mil billones de veces la densidad del agua) en una fracción de segundo. Este colapso genera una tremenda cantidad de energía gravitatoria equivalente a 10 veces la energía que ha generado la estrella durante toda su vida por fusión termonuclear. Esta liberación de energía se transmite en forma de enormes ondas de choque hacia el exterior atravesando la estrella, haciéndola explotar violentamente y brillando más que toda una galaxia, se ha formado una supernova.

En el momento de la contracción gravitatoria del núcleo de hierro se forman una gran cantidad de neutrones por la fusión de protones con electrones. Puesto que el neutrón no tiene carga eléctrica no se ve afectado por la repulsión electrostática, choca con los núcleos de hierro y empiezan a formarse elementos más pesados como el bismuto, oro, plomo y uranio.

La explosión de la supernova los lanza al espacio interestelar, listos para formar otra estrella con un sistema planetario lleno de los elementos de la tabla periódica…y quizá vida basada en el carbono.

Cuidado…durante la vida de la estrella ha sido la fuerza de gravedad la que ha proporcionado la energía suficiente para que se produzcan las reacciones nucleares y es esta fuerza la que la destruye en su último segundo de vida. Por eso decía que las supernovas de Tipo II, Ib y Ic tienen su fuente de energía en la energía gravitatoria.  

¿Cómo son las supernovas de Tipo Ia?

Las supernovas Tipo Ia son el resultado de la explosión termonuclear de una enana blanca. Esto puede parecer contradictorio, pues una enana blanca es el resultado estable de una estrella con un núcleo de gas degenerado de electrones, que no genera reacciones termonucleares. ¿Cómo se puede romper el equilibrio alcanzado? La explicación es muy sencilla si tenemos en cuenta que la mayoría de los sistemas estelares son binarios, es decir, consiste en dos estrellas.

La reacción termonuclear en el interior de una enana blanca rica en carbono y oxigeno se encuentra cerca de una estrella gigante roja. A medida que la gigante roja se expande llegara a alcanzar el límite de Roche y las capas superiores de la gigante roja empezaran a “caer” sobre la enana blanca. Vea la imagen siguiente, ilustrada por NASA/CXC/M.Weiss.

 

 En este proceso de caída de material de la supernova a la enana blanca, esta última aumenta su masa y por tanto aumenta la temperatura en el núcleo. Cuidado aquí, la enana blanca está compuesta de electrones degenerados, esto es, un estado mecánico cuántico distinto de la materia ordinaria. Digamos de forma sencilla que la relación que todos conocemos entre presión y temperatura no se aplica en este caso. En la materia ordinaria un aumento de temperatura significa un aumento en la presión,  y la estrella se expande, enfriándose. Es como una válvula de seguridad. El gas degenerado de electrones es como si se encontrase atrapado dentro de un recipiente que lo mantiene cohesionado. Al aumentar la temperatura aumenta la presión pero no se expande y por tanto no puede enfriarse. Empiezan a producirse las reacciones termonucleares de fusión del carbono. Estas acontecen con mayor rapidez en una loca carrera hasta la destrucción. Rápidamente la temperatura es tan elevada que los electrones dejan de estar degenerados (rompen violentamente las paredes que los mantenían ligados) y se produce la expansión violenta de la estrella. Se ha producido una supernova Tipo Ia.

Esta explosión alimenta el espacio interestelar con carbono, oxigeno y silicio (un subproducto de la fusión del carbono). Miles de millones de años después quizá un organismo este formado por este carbono, respire este oxigeno y lea en un ordenador con chips de silicio un blog dedicado a la explosión de supernovas.