Supernova 1987a: un nuevo estudio para las teorías de la evolución de las estrellas
1987/08/01 Balcells, Marc Iturria: Elhuyar aldizkaria
El nombre de Supernova proviene de la palabra Noba, "izar berri". El fenómeno no es nuevo: a lo largo de la historia y a lo largo de la prehistoria, tal vez, la aparición de una nueva estrella en la masa se ha producido en varias ocasiones. Los que pensaban que las estrellas eran inmutables (las llamaban fijas) debían sorprenderse ante estos fenómenos en el cielo antiguo.
Hoy sabemos cómo evolucionan las estrellas. Como sabemos que la fuente de energía de las estrellas es la energía nuclear, tenemos modelos muy precisos de su estructura interna y podemos predecir la evolución en millones de años a través de los ordenadores. Es interesante conocer la naturaleza de la inestabilidad que ha provocado la explosión de la supernova y el tipo de estrellas que pueden soportar. ¿Puede el sol explotar algún día?
Lamentablemente, nuestra galaxia es muy pobre en ofrecer supernovas visibles, por lo que nos ha impedido disponer de datos que confirmen la validez de nuestras teorías. En los últimos mil años sólo se han detectado tres supernovas: 1054 (observado por astrónomos chinos), 1572 (observado por Tycho Brahe) y 1604 (visto por Johannes Kepler). Eran objetos brillantes que se podían ver con luz de día. Sin embargo, en 1604 no había telescopios por azar.
Se puede pensar que se crearán más supernovas, pero en esta galaxia discoidal hay grandes cantidades de gas y polvo en las estrellas muy opacas a la luz visible. En promedio, cuando la luz de una estrella tiene 3000 años luz, es 2,5 veces más débil y las nubes moleculares son mucho más opacas. El diámetro de nuestra galaxia es de unos 100.000 años luz. Por ello, la mayoría de las supernovas pueden ser invisibles desde la Tierra (luz invisible, pero las emisiones de radio y neutrino serían detectables). La solución es observar otras galaxias.
De esta forma se ha acumulado mucha información sobre supernovas. Como resultado de estas observaciones, las supernovas se han dividido en dos grupos: Las de la clase I, donde abundan las estrellas viejas, no tienen ninguna huella de hidrógeno en el espectro de emisión. Las del tipo II se originan en grandes regiones de formación estelar, en brazos de galaxias espirales y galaxias regulares, con intensas líneas de emisión de hidrógeno en el espectro. Como se cree en la actualidad, ambos tipos siguen dos procesos totalmente diferentes que conducen a la inestabilidad catastrófica de la estrella.
La supernova tipo I se produce cuando un enano blanco de un sistema binario quita material a su amigo. Las estrellas binarias son muchas en la galaxia. El nano blanco es una estrella muy antigua, muy compacta y su densidad es el electrón más degenerado (los de mayor densidad que admite el principio de Heisenberg). Esta situación equivale a contraer toda la masa del Sol al tamaño de la Tierra. La materia degenerada es muy incompresible por lo que la estrella no puede contraerla, calentarla y reaccionar nucleares en su zona.
Si tiene un campo gravitatorio violento, la transferencia de masas es muy sencilla si su amigo es un gigante rojo extendido. Si el enano blanco llega a la masa de Chandrase Khar 1,4 veces la masa del Sol, la inestabilidad se produce cuando se alcanzan los 15 millones de grados. Comienzan entonces las reacciones nucleares que convierten el hidrógeno en helio. Dado que cuatro núcleos de hidrógeno pesan más de un núcleo de helio, la cadena de reacción es energéticamente favorable y la energía resultante se transforma en radiación y neutrino. La radiación nuclear que se produce en la zona pequeña, más la presión térmica del gas, sufre la gravedad de la estrella.
En estas condiciones la estrella alcanza un equilibrio estable. Si la estrella se contrae por una u otra causa, la temperatura interna aumenta y las reacciones nucleares son muy sensibles a la temperatura, se aceleran y su presión detiene el colapso. Si la estrella comienza a expandirse, ocurre lo contrario. Por lo tanto, la estrella tiene un mecanismo interior, como un termostato, que garantiza el equilibrio entre la gravedad hacia dentro y la presión térmica y nuclear hacia fuera.
Producen elementos de mayor peso atómico de las reacciones nucleares. Las cenizas generadas por los fuegos nucleares siguen enterradas en el corazón de la estrella. La convección no tiene suficiente fuerza para aflorar estos residuos y el viento solar no puede llevarlos al espacio. El último paso de estas evoluciones es el núcleo de hierro. Más adelante, las reacciones no son energéticas favorecedoras, ya que habría que aportar energía para poder llevarlas a cabo. Sólo las estrellas de gran masa llegan a esta situación. La masa se compara con el Sol. La masa mínima necesaria para convertir una estrella en una supernova es 8 veces la del Sol. En estrellas más pequeñas el proceso nunca se consigue hasta la obtención de átomos de hierro. Se convierte en hierro; los electrones degenerados no pueden soportar el peso de la estrella y allí se colapsa; esto, bruscamente, produce reacciones nucleares en la zona y la estrella explota.
En las supernovas tipo II no existe operador externo. Se produce como un antiguo edificio que cae por rotura de cimientos. Es interesante analizar este proceso, ya que la supernova del año 1987 es del tipo II y nos hará repasar nuestras ideas sobre la estructura estelar.
Las estrellas se forman por condensación del gas interestelar. Tiene la misma composición química que la nube interestelar de nacimiento. Si no hay ninguna otra fuerza compresora, la estrella se colapsará por su gravedad. En un principio, el colapso se opone a la presión del gas estelar que se confina y calienta a menor volumen. Pero la estrella no puede confinar la energía térmica y ésta huye al espacio en forma de radiación. El equilibrio es inalcanzable y el colapso se mantiene.
Fin de la contracción, para desarrollar la zona de la estrella y analizar las estrellas que han agotado el combustible nuclear. Una estrella de este tipo no puede mantener la estabilidad porque se ha acabado el mecanismo de termostato de las reacciones nucleares y la gravedad que ha estado esperando durante millones de años sufre una revancha y colapsa el corazón de la estrella en poco tiempo.
Una vez terminadas las reacciones de conversión del silicio en hierro, todo transcurre muy rápido. Según los modelos teóricos, con todo el material que cae en pocos milisegundos se forma una onda de choque. La contracción eleva la temperatura interna como en los casos anteriores, pero esta vez no se inicia ningún otro ciclo nuclear. Así se alcanzan los tres mil millones de grados. Esto es superior a la velocidad de fotodesintegración del hierro (que significa que la energía de los fotones es mayor que la energía de enlace de los nucleones) y el núcleo del hierro se desintegra. El núcleo se desintegra completamente en protones, neutrones y partículas alfa, destruyendo la estructura que ha requerido para formar millones de años, volviendo a su estado inicial. Hay una paradoja aparente que en los procesos que han llevado del hidrógeno al hierro, la ingente cantidad de masa se ha convertido en energía y se ha irradiado al espacio. ¿Cómo se puede retroceder ahora? El campo gravitatorio aporta la energía necesaria para generar la masa.
Además, en esa presión y temperatura hay una gran desintegración de beta inversa: los electrones y los protones se combinan formando neutrones y la carga eléctrica desaparece. En ese momento se produce una contracción brusca que impide que los neutrones se acerquen entre sí. La onda de choque creada se refleja en la zona y se propaga bruscamente hacia el exterior expandiendo los restos estelares hacia el espacio. Sólo queda la zona de la estrella formada por neutrones, la estrella de neutrones. El balance energético de este proceso es enorme: cuando el brillo es máximo, la supernova tiene una luminosidad 10 veces mayor que el Sol, es decir, igual a la luminosidad de una galaxia entera. A lo largo de su evolución emitirá 10 49 erg de luz.
La energía cinética del material proyectado es 50 veces superior. Pero la energía cinética y la radiación son sólo el 1% de la energía generada por la supernova (10 53 erg). El otro se ha emitido en forma neutrina. Al atravesar la cáscara más fácilmente que la radiación electromagnética, se escapan unos segundos antes. Los neutrinos atraviesan el espacio con la velocidad de la luz o la velocidad del sol, ya que su masa es cero o casi cero. (Se ha alcanzado el límite máximo de 15 eV para la masa de neutrinos de la supernova 1987 A. Esto ha sido un trabajo enorme de física experimental).
El modelo teórico que se acepta en la actualidad para las supernovas tipo I implica que a) estas supernovas se producen en las regiones de formación de las estrellas, ya que debido a la corta vida de las estrellas masivas mueren cerca de su punto de nacimiento; b) al tener las capas superiores de la estrella hidrógeno no procesado, se deben ver las líneas de hidrógeno en el espectro y c) producen grandes cantidades de neutrino. Este modelo se desarrolló estudiando supernovas que se producen en otras galaxias y es consistente con ellas. Sin embargo, como estas galaxias se encuentran muy alejadas (diez millones de años luz, salvo en muy pocos casos), la precisión en nuestra observación es limitada. Por eso los astrónomos llevan años esperando un regalo que demuestre sus teorías, que tuvo lugar el 24 de febrero.
La supernova 1987 A se encuentra en la Gran Nube de Magallanes (la galaxia de nuestra galaxia es un pequeño satélite). Visible desde el hemisferio sur en la constelación de Doradus. La Gran Nube de Magallanes se encuentra a 170.000 años-luz de nosotros, lo que provocó que la explosión se produjera hace 170.000 años, a pesar de que para nosotros eso no era posible. En una foto en color de la nube se pueden ver dos zonas diferentes: el cuerpo principal es una barra de color amarillo.
Al noreste de la barra se encuentra la región 30 Doradus, conocida como la nebulosa de la tarántula. En esta región hay un montón de estrellas azules brillantes que nos cuentan lo que es la región de creación de las estrellas. El superbón 1987 A estalló cerca de 30 Doradus, es decir, en la región de las estrellas azules, donde se podía predecir la supernova tipo II.
Desde que apareció esta supernova, han sido las sorpresas. La primera se refiere a la identificación de la estrella que explotó. Poder identificar a la antigua mediante fotografías para astrónomos de especial interés. Así podían obtener información implícita sobre las estrellas que soportan una supernova. Sin embargo, hasta la fecha la identificación no ha sido completa. La supernova 1987 A, el Sandule, coincide con la estrella -69°202 con el error de pocos porcentajes de segundos de arco. Esta estrella es un supergigante rojo de la clase B3. Esto parece desprenderse de las dos estrellas canadienses cercanas a este lugar, que se encuentran a una distancia de un segundo de arco.
Pero una semana después de la explosión el satélite IUE (international ultraviolet explorer) sorprendió al Sandule al anunciar que -69°202 seguía brillando. Lo mismo pasaba con sus amigos. ¿Cuál ha sido la estrella que ha estallado? Como no hay ningún cambio neto, el Sandule -69°202 especula con la idea de que podía ser una estrella binaria. El segundo miembro de este sistema podría ser un supergigante rojo tipo K y no podía ser diferenciado en las fotos de su brillante amigo. Esta última podría ser la que explotó. Sin embargo, una explosión cercana debería ocultar a la estrella Sandule -69°202 y esto no ha ocurrido.
Otra sorpresa ha sido el moderado incremento de brillo en la banda óptica y la radio del espectro comparado con otras supernovas del mismo tipo. Esto parece indicar que la concha de estrellas era pequeña.
Parece que los procesos que se producen en la zona de las estrellas son mejor entendidos que los que se producen en la concha. Las cantidades de neutrino recibidas del SN 1987 A confirman el patrón del colapso de supernovas tipo II.
¿Qué ocurre cuando se crea una supernova en el entorno interestelar? Para que imaginemos que una esfera materno comparable al tamaño del Sol se expande en el espacio a una velocidad de 16000 km/s. Se trata de una potente onda de choque (que barre el gas interestelar, elimina el polvo cósmico y crea en su interior una zona de alta temperatura (1.10 grados).
Esta burbuja cósmica comienza a enfriarse, primero por expansión y después por radiación. Esto se produce cuando la temperatura baja por debajo de un millón de grados y es posible observar la causa de la emisión auditiva que produce. De esta forma se crea un objeto similar a la nebulosa Cáncer. Nebulosa situada en la constelación de Tauro, formada por la expansión de los restos de la supernova de 1054. A esta fase le costarán cientos de años. Si la estrella de neutrones creada por la supernova tiene un campo magnético violento (a modo de pulso), los electrones libres contenidos en el material que se está espandando pueden emitir radiación de sincrotón, tanto en radiofrecuencias como en supervisores y rayos X.
La expansión de la burbuja continúa durante miles de años y el resultado final es una esfera de gas mucho más caliente que el medio interestelar. Esta temperatura se encuentra entre 10-100 K. Así, el medio interestelar adopta la forma de un "gruyére". Son burbujas casi vacías, producidas por la explosión de supernovas. Estos están separados por zonas frías y compactas que se conectan con el tiempo. Si la onda en expansión encuentra nubes moleculares, produce su compresión y pueden empezar a formar nuevas estrellas.
Entre los efectos cósmicos producidos por una supernova se encuentra el enriquecimiento químico de la galaxia. La explosión dispersa el caparazón estelar en el espacio, formado por hidrógeno, helio, carbono, oxígeno, calcio, magnesio, aluminio, fósforo, etc. Como en la creación del universo parece imposible que en el espacio interestelar haya elementos más pesados que el helio, la presencia de todos estos elementos en el espacio se debe a supernovas. Hay huellas a favor de la idea de que el enriquecimiento químico de la galaxia fue inicialmente muy rápido.
Esto significa que la frecuencia de las supernovas era mayor que la actual. Es curioso que hasta ahora no se detecten estrellas con los mismos componentes esenciales del universo (hidrógeno y helio). Algo menor que la masa del Sol y una estrella creada hace diez mil millones de años, debería estar en la fase de combustión del hidrógeno. Sería legítimo pensar que cuando se formó nuestra galaxia surgieron estrellas de gran masa que murieron en supernovas y que son responsables de la riqueza química de la galaxia.
Analizaremos otro aspecto de la supernova/composición química. Su importancia desde el punto de vista cósmico es menor, pero a nosotros nos afecta directamente a los seres humanos. Si los demás átomos que forman nuestras estructuras de carbono, de oxígeno y de vida tuvieran memoria, quizá recordarían con cariño el interior de la estrella en la que fueron creados y el día de catástrofe que una terrible explosión lanzó a la incertidumbre del espacio. Después, hace unos 5 mil millones de años la Tierra se condensaron en el planeta y se ha convertido en una de las estructuras más sofisticadas que la ironía del destino ha podido generar en la Naturaleza.
Si algunos aspectos de la supernova 1987 A se han producido según lo previsto por los modelos teóricos, otros escapan a nuestra comprensión. El tipo de estrellas que crean supernovas sigue siendo un problema pendiente. Si algún día estallaran supernovas en las proximidades del Sol, mira a qué hora ha sido, porque puedes ser el primer hombre que lo ha visto. Prepárate para pensar que Betelgeuse (constelación de Orio) puede explotar en cualquier momento entre diez y cien mil años.
Parece que en las proximidades del Sol no hay candidata a la supernova. Pero como los astrónomos somos muy malos predictores, peores que los meteorólogos, no te pierdas la esperanza. Aprenderemos a posteriori que el universo es más rico de lo que pensamos. Sin embargo, nos toca seguir trabajando, quizá de vez en cuando para recordar que nuestra existencia está relacionada con un Universo bonito, creativo y fantástico.
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