Cada aproximadamente medio siglo una estrella masiva de nuestra galaxia Vía Láctea explota violentamente en un proceso conocido como supernova. Este es uno de los eventos más violentos del Universo generando una energía y brillo superior a la que suman todas las estrellas visibles de una galaxia. De manera similar a los estampidos sónicos, el destello cegador de la radiación emitida por una supernova se expande generando ondas de choque que barren todo el espacio cercano a la estrella explosiva y alejándose hacia el espacio interestelar.
Las supernovas se clasificaron en sus inicios a partir de sus propiedades ópticas. Es decir, a partir de sus curvas de luz. Las supernovas tipo II muestran evidencia de hidrógeno en sus restos expulsados al espacio tras la explosión. Esta identificación se realizó originalmente mediante espectroscopía. Las supernovas tipo Ia no presentan las características líneas del hidrógeno en sus gases remanentes o expulsados con anterioridad. Las investigaciones recientes han dado lugar a un refinamiento de estas dos especies de supernova y una reclasificación en función de los tipos de estrellas que dan lugar a las explosiones. Por ejemplo, una supernova tipo II o tipo Ib o Ic se produce por el colapso catastrófico del núcleo de una estrella masiva. Una supernova tipo Ia, entretanto, se origina tras la explosión termonuclear repentina de una enana blanca. Esta explosión se denomina deflagración, pues desintegra completamente la estrella no dejando remanente posterior más que los típicos gases en expansión.
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Remanente de la supernova de 1572. By NASA, ESA, CXO and
P. Ruiz-Lapuente (University of Barcelona)
[Public domain], via Wikimedia Commons
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Con respecto a la ocurrencia de las supernovas en las regiones del espacio, las tipo II se producen en sectores de gran cantidad de estrellas jóvenes y brillantes; como serían, por ejemplo, las regiones de los brazos de las galaxias espirales o en las irregulares. Aparentemente no tienen ocurrencia en galaxias elípticas o en cúmulos globulares, dado que estas están dominadas por estrellas viejas y de baja masa.
Dado que las estrellas jóvenes son generalmente brillantes y con masas superiores a unas 10 veces la masa del Sol, esta y otras pruebas llevaron a la conclusión de que las supernovas del tipo II son originadas por estrellas masivas.
Algunas supernovas del tipo I muestran eventualmente muchas de las características de las supernovas tipo II. Estas son las denominadas tipo Ib y Ic. Pero al parecer se diferencian en que han perdido completamente su envoltura de hidrógeno externa antes de la explosión. Es decir que en sus espectros no aparecen líneas del hidrógeno. Una de las causas posibles de la ausencia de capas exteriores de hidrógeno podría ser una pérdida sistemática de masa antes de la explosión mediante intensos vientos estelares o pulsaciones previas, o porque la estrella forma parte de un sistema binario donde la compañera succionó casi por completo las capas exteriores de la estrella.
Las supernovas de colapso de núcleo
La situación general para las supernovas tipo II y tipo Ib y Ic es el colapso de sus núcleos. Por esta razón son denominadas también de esa manera: supernovas de colapso de núcleo. Esto ocurre cuando a la estrella se le agota el combustible nuclear el centro preciso de la estrella. Cuando esto ocurre cesan las reacciones de fusión y el enfriamiento repentino o la pérdida de presión por radiación hacen que el núcleo y las capas exteriores de la estrella colapsen. Eventualmente se produce una separación entre las capas exteriores en expansión y el núcleo en contracción. En menos de un segundo se origina una estrella de neutrones o un agujero negro , (si la estrella supera cierta masa). La formación de una estrella de neutrones libera una enorme cantidad de energía en forma de neutrinos y radiación electromagnética en forma de calor. AL drenarse esta energía del núcleo se acelera la implosión. Todo el material menos la estrella de neutrones central salen despedidos a velocidades enormes, del orden de los 50 millones de kilómetros por hora. Esta onda de choque llega a las capas exteriores de la estrella y origina fusiones nucleares espontáneas formándose los demás elementos que no se originaron dentro de la estrella cuando permanecía estable. De esta manera se produce un estallido visual brillante que puede ser tan intenso como la luz de varios miles de millones de estrellas
Supernovas termonucleares
En las supernovas tipo Ia se observan en todos los tipos de galaxias y son originadas a partir de estrellas enanas blancas, las cuales son remanentes de estrellas de baja masa que han agotado su combustible nuclear de hidrógeno y helio (como le ocurrirá seguramente a nuestro Sol).
Una enana blanca es una estrella que ha cesado todas sus reacciones termonucleares y presenta una composición química de carbono y oxígeno. Es una bola de materia de altísima densidad (aunque no tanto como una estrella de neutrones) y estabilizada gracias a la degeneración entre electrones. Su masa nunca supera el límite de Chandrasekhar de las 1,44 masas solares.
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Remanente de supernova Kepler de 1604. By NASA/ESA/R.
Sankrit and W. Blair (Johns Hopkins University)
[Public domain], via Wikimedia Commons
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Pero puede ocurrir, sin embargo, que sobre la enana blanca se deposite material a partir de una estrella compañera que orbite muy cerca. O también que dos enanas blancas producto de un par binario, colapsen y se fusionen entre sí. De cualquiera de estas dos maneras se llegará a que la enana blanca superará el límite de Chandrasekhar y comenzará a colapsarse pues ya no se podrá mantener estable a partir del principio de exclusión entre electrones de Wolfgang Pauli. Entonces, el aumento de presión en su interior originará un aumento de temperatura repentino que originará la fusión nuclear de los núcleos de carbono y oxígeno que forman la enana blanca. Así, una enorme cantidad de energía se liberará repentinamente produciendo incluso la explosión de núcleos de hierro y cobalto recién formados.
Debido a que todas las supernovas tipo Ia se originan de una estrella que originalmente tenía una masa de 1,4 veces la del Sol; todas producen aproximadamente la misma cantidad de energía y por tanto tienen la misma luminosidad y por consiguiente la curva de luz.
Esta propiedad las hace muy útiles como indicadoras de distancia. Es decir, como todas tienen la misma intensidad, si una supernova tipo Ia es la mitad de brillante que otra, estará 4 veces más lejos. Si es 10 veces menos brillante, estará 100 veces más lejos. Por supuesto que siempre está el dilema de cómo calcular la primer distancia, a la supernova patrón. Pero en este caso existen otros patrones como las estrellas Cefeidas o el paralaje. Una de las problemáticas que siempre han complicado a los cosmólogos es averiguar la tasa de expansión del Universo, la constante de Hubble. Como las supernovas son tan intensas, pueden ser detectadas a enormes distancias y sirven justamente para estos cálculos.
Supernovas de par inestabilidad
Para las estrellas muy masivas hay otro destino reservado para cuando su combustible nuclear se agote. Este es el escenario más violento posible originando una supernova de inusual potencia. Según la teoría de la evolución estelar, las temperaturas se elevan a varios miles de millones grados en las regiones centrales de las estrellas con masas de entre 140 y 260 veces la del Sol. A estas temperaturas el proceso habitual de la conversión de materia en energía por las reacciones nucleares se invierte, y la energía se convierte en masa en forma de pares de electrones y positrones
Esos pares electrón y positrón se producen justo en el núcleo de estas estrellas supermasivas perturbando el equilibrio entre la presión de radiación y la fuerza de gravedad. Esta perturbación o inestabilidad originada por la producción de pares provoca pulsaciones violentas que expulsan una gran parte de las capas externas de la estrella hacia el espacio interestelar. En teoría, estas pulsaciones se intensifican hasta tal punto que en una de esas contracciones bruscas se origina una onda de choque que rebota desde el núcleo y hace estallar violentamente las capas exteriores de la estrella.
Las supernovas par-inestabilidad, si es que existen, serían las explosiones termonucleares más energéticas del universo. En las estrellas con masas superiores a unos 260 soles, las pulsaciones se verían abrumadas por la gravedad y la estrella se colapsaría para formar un agujero negro sin explosionar.
Para las estrellas con masas iniciales superiores a unas 200 veces la del Sol, las supernovas par-inestabilidad producirían una abundancia de níquel radioactivo. La desintegración radiactiva de esta gran masa de níquel en cobalto y otros núcleos alimentaría de energía los restos en expansión producidos varios meses antes y crearía una supernova ultra-brillante.
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Esquema que representa el proceso interno de formación de una supernova
par inestabilidad, como posiblemente lo fua la SN 2006gy.
by: NASA / CXC / M. Weiss
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Las observaciones producidas por el telescopio de rayos X Chandra y por telescopios ópticos indican que la supernova 2006gy , la supernova más luminosa jamás registrada, puede haber sido precisamente una supernova par-inestabilidad.
La intensa radiación emitida por una supernova tiene una duración de varios meses hasta unos pocos años antes de desaparecer. Mientras tanto, la rápida expansión (millones de kilómetros por hora) de los materiales expulsados continuará su alejamiento hasta alcanzar el material interestelar, gas y polvo que quedaron a partir de la formación de las. Al colisionar con este material se producen intensos flujos de radiación que consiste principalmente en partículas de gas de alta energía que brillan durante miles de años emitiendo todo tipo de radiaciones electromagnéticas, incluso rayos X.
El proceso de desarrollo de los remanentes de supernova es similar (salvando las enormes distancias) a los estampidos sónicos producidos por un avión supersónico. El remanente de supernova llega a las regiones de gas y polvo interestelar y crea una onda de choque que comprime a su paso las regiones de materia. Esta onda de choque produce repentinos y grandes cambios en la presión y la temperatura tras su paso.
La onda de choque también acelera electrones y otras partículas cargadas a energías extremadamente altas. Los electrones se mueven en espiral alrededor del campo magnético detrás de la radiación y emiten energía de frenado (bremsstrahlung) en una amplia gama de longitudes de onda. La radiación de los remanentes de supernova es especialmente visible en las longitudes de onda de radio, y los radiotelescopios han sido tradicionalmente las principales herramientas para el descubrimiento de estos objetos.
En los últimos años, los remanentes de supernova también se han descubierto a través de telescopios de rayos X. Los rayos X son producidos por la onda de choque delante del remanente y por los restos calentados intensamente que quedan por detrás. El choque inverso se forma cuando el gas de alta presión detrás de la onda de choque se expande bruscamente y empuja hacia delante de nuevo en las eyecciones estelares.
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Original caption: "Chandra X-ray Image of SN 2006gy.
By NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith [Public domain]
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Una observación del telescopio Chandra del remanente de supernova Cassiopeia A (Cas A) muestra claramente tanto la onda de choque externa y los escombros calentados por la onda de choque inversa. El estudio de los restos de supernovas desde las ondas de radiohasta los rayos X permite a los astrónomos rastrear el progreso de las ondas de choque y la distribución de los elementos expulsados por la explosión. Estos datos son especialmente significativos porque las supernovas son el medio principal para la siembra de la galaxia con muchos elementos tales como carbono, nitrógeno, oxígeno, silicio y hierro que son necesarias para nuevas generaciones de estrellas y para los planetas y finalmente, la vida.
En las supernovas de colapso de núcleo que dejan como remanente una estrella de neutrones que gira a gran velocidad angular o púlsar, puede evidenciar una fuente de pulsos de radiación y una nebulosa magnetizada de partículas de alta energía que ilumina el cascarón en expansión. La Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo de esto. La supernova fue visible en el año 1054. En esta nebulosa estudiada por el telescopio Chandra se observan anillos y chorros de partículas de alta energía que parecen haber sido arrojados hacia el exterior a través de grandes distancias a partir de la estrella de neutrones. El diámetro del anillo interior es de aproximadamente mil veces el diámetro de nuestro Sistema Solar.
Chandra ha sido capaz de detectar numerosos púlsares y sus nebulosas asociadas. Estos descubrimientos están demostrando ser una de las mejores maneras de identificar los restos de supernovas producidas por el colapso del núcleo de una estrella masiva, y para distinguirlos de los restos producidos por la interrupción termonuclear de una enana blanca (supernovas de Tipo Ia).
Otro método utilizado para determinar el origen de un remanente en particular es estudiar las cantidades relativas de diversos elementos, especialmente oxígeno y hierro. Las supernovas de colapso de núcleo son ricas en oxígeno, mientras que las supernovas termonucleares producen relativamente más hierro. Se cree que los restos de las supernovas de Tycho (en 1572) y Kepler (1604) han sido producidos por supernovas de tipo Ia.
Por Mariano Miguel Lanzi
Fuente de la traducción:
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