Supernova 1987a: un novo estudo paira as teorías da evolución das estrelas
1987/08/01 Balcells, Marc Iturria: Elhuyar aldizkaria
O nome de Supernova provén da palabra Noba, "izar berri". O fenómeno non é novo: ao longo da historia e ao longo da prehistoria, talvez, a aparición dunha nova estrela na masa produciuse en varias ocasións. Os que pensaban que as estrelas eran inmutables (chamábanas fixas) debían sorprenderse ante estes fenómenos no ceo antigo.
Hoxe sabemos como evolucionan as estrelas. Como sabemos que a fonte de enerxía das estrelas é a enerxía nuclear, temos modelos moi precisos da súa estrutura interna e podemos predicir a evolución en millóns de anos a través dos computadores. É interesante coñecer a natureza da inestabilidade que provocou a explosión da supernova e o tipo de estrelas que poden soportar. Pode o sol explotar algún día?
Lamentablemente, a nosa galaxia é moi pobre en ofrecer supernovas visibles, polo que nos impediu dispor de datos que confirmen a validez das nosas teorías. Nos últimos mil anos só se detectaron tres supernovas: 1054 (observado por astrónomos chineses), 1572 (observado por Tycho Brahe) e 1604 (visto por Johannes Kepler). Eran obxectos brillantes que se podían ver con luz de día. Con todo, en 1604 non había telescopios por azar.
Pódese pensar que se crearán máis supernovas, pero nesta galaxia discoidal hai grandes cantidades de gas e po nas estrelas moi opacas á luz visible. En media, cando a luz dunha estrela ten 3000 anos luz, é 2,5 veces máis débil e as nubes moleculares son moito máis opacas. O diámetro da nosa galaxia é duns 100.000 anos luz. Por iso, a maioría das supernovas poden ser invisibles desde a Terra (luz invisible, pero as emisións de radio e neutrino serían detectables). A solución é observar outras galaxias.
Desta forma acumulouse moita información sobre supernovas. Como resultado destas observacións, as supernovas dividíronse en dous grupos: As da clase I, onde abundan as estrelas vellas, non teñen ningunha pegada de hidróxeno no espectro de emisión. As do tipo II orixínanse en grandes rexións de formación estelar, en brazos de galaxias espirales e galaxias regulares, con intensas liñas de emisión de hidróxeno no espectro. Como se cre na actualidade, ambos os tipos seguen dous procesos totalmente diferentes que conducen á inestabilidade catastrófica da estrela.
A supernova tipo I prodúcese cando un anano branco dun sistema binario quita material ao seu amigo. As estrelas binarias son moitas na galaxia. O nano branco é una estrela moi antiga, moi compacta e a súa densidade é o electrón máis degenerado (os de maior densidade que admite o principio de Heisenberg). Esta situación equivale a contraer toda a masa do Sol ao tamaño da Terra. A materia degenerada é moi incompresible polo que a estrela non pode contraela, quentala e reaccionar nucleares na súa zona.
Se ten un campo gravitatorio violento, a transferencia de masas é moi sinxela se o seu amigo é un xigante vermello estendido. Se o anano branco chega á masa de Chandrase Khar 1,4 veces a masa do Sol, a inestabilidade prodúcese cando se alcanzan os 15 millóns de graos. Comezan entón as reaccións nucleares que converten o hidróxeno en helio. Dado que catro núcleos de hidróxeno pesan máis dun núcleo de helio, a cadea de reacción é energéticamente favorable e a enerxía resultante transfórmase en radiación e neutrino. A radiación nuclear que se produce na zona pequena, máis a presión térmica do gas, sofre a gravidade da estrela.
Nestas condicións a estrela alcanza un equilibrio estable. Se a estrela contráese por unha ou outra causa, a temperatura interna aumenta e as reaccións nucleares son moi sensibles á temperatura, aceléranse e a súa presión detén o colapso. Se a estrela comeza a expandirse, ocorre o contrario. Por tanto, a estrela ten un mecanismo interior, como un termostato, que garante o equilibrio entre a gravidade cara a dentro e a presión térmica e nuclear cara a fóra.
Producen elementos de maior peso atómico das reaccións nucleares. As cinzas xeradas polos lumes nucleares seguen enterradas no corazón da estrela. A convección non ten suficiente forza paira aflorar estes residuos e o vento solar non pode levalos ao espazo. O último paso destas evolucións é o núcleo de ferro. Máis adiante, as reaccións non son enerxéticas favorecedoras, xa que habería que achegar enerxía paira poder levalas a cabo. Só as estrelas de gran masa chegan a esta situación. A masa compárase co Sol. A masa mínima necesaria paira converter una estrela nunha supernova é 8 veces a do Sol. En estrelas máis pequenas o proceso nunca se consegue até a obtención de átomos de ferro. Convértese en ferro; os electróns degenerados non poden soportar o peso da estrela e alí colápsase; isto, bruscamente, produce reaccións nucleares na zona e a estrela explota.
Nas supernovas tipo II non existe operador externo. Prodúcese como un antigo edificio que cae por rotura de cimentos. É interesante analizar este proceso, xa que a supernova do ano 1987 é do tipo II e faranos repasar as nosas ideas sobre a estrutura estelar.
As estrelas fórmanse por condensación do gas interestelar. Ten a mesma composición química que a nube interestelar de nacemento. Se non hai ningunha outra forza compresora, a estrela colapsarase pola súa gravidade. Nun principio, o colapso oponse á presión do gas estelar que se confina e quenta a menor volume. Pero a estrela non pode confinar a enerxía térmica e esta foxe ao espazo en forma de radiación. O equilibrio é inalcanzable e o colapso mantense.
Fin da contracción, paira desenvolver a zona da estrela e analizar as estrelas que esgotaron o combustible nuclear. Una estrela deste tipo non pode manter a estabilidade porque se acabou o mecanismo de termostato das reaccións nucleares e a gravidade que estivo esperando durante millóns de anos sofre una desquite e colapsa o corazón da estrela en pouco tempo.
Una vez terminadas as reaccións de conversión do silicio en ferro, todo transcorre moi rápido. Segundo os modelos teóricos, con todo o material que cae en poucos milisegundos fórmase una onda de choque. A contracción eleva a temperatura interna como nos casos anteriores, pero esta vez non se inicia ningún outro ciclo nuclear. Así se alcanzan o tres mil millóns de graos. Isto é superior á velocidade de fotodesintegración do ferro (que significa que a enerxía dos fotóns é maior que a enerxía de enlace dos nucleones) e o núcleo do ferro se desintegra. O núcleo se desintegra completamente en protones, neutróns e partículas alfa, destruíndo a estrutura que requiriu paira formar millóns de anos, volvendo ao seu estado inicial. Hai una paradoxo aparente que nos procesos que levaron do hidróxeno ao ferro, a inxente cantidade de masa converteuse en enerxía e irradiouse ao espazo. Como se pode retroceder agora? O campo gravitatorio achega a enerxía necesaria paira xerar a masa.
Ademais, nesa presión e temperatura hai una gran desintegración de beta inversa: os electróns e os protones combínanse formando neutróns e a carga eléctrica desaparece. Nese momento prodúcese una contracción brusca que impide que os neutróns se acheguen entre si. A onda de choque creada reflíctese na zona e propágase bruscamente cara ao exterior expandindo os restos estelares cara ao espazo. Só queda a zona da estrela formada por neutróns, a estrela de neutróns. O balance enerxético deste proceso é enorme: cando o brillo é máximo, a supernova ten una luminosidade 10 veces maior que o Sol, é dicir, igual á luminosidade dunha galaxia enteira. Ao longo da súa evolución emitirá 10 49 erg de luz.
A enerxía cinética do material proxectado é 50 veces superior. Pero a enerxía cinética e a radiación son só o 1% da enerxía xerada pola supernova (10 53 erg). O outro se emitiu en forma neutrina. Ao atravesar a casca máis facilmente que a radiación electromagnética, escápanse uns segundos antes. Os neutrinos atravesan o espazo coa velocidade da luz ou a velocidade do sol, xa que a súa masa é cero ou case cero. (Alcanzouse o límite máximo de 15 eV paira a masa de neutrinos da supernova 1987 A. Isto foi un traballo enorme de física experimental).
O modelo teórico que se acepta na actualidade paira as supernovas tipo I implica que a) estas supernovas prodúcense nas rexións de formación das estrelas, xa que debido á curta vida das estrelas masivas morren preto do seu punto de nacemento; b) ao ter as capas superiores de estrélaa hidróxeno non procesado, débense ver as liñas de hidróxeno no espectro e c) producen grandes cantidades de neutrino. Este modelo desenvolveuse estudando supernovas que se producen noutras galaxias e é consistente con elas. Con todo, como estas galaxias atópanse moi afastadas (dez millóns de anos luz, salvo en moi poucos casos), a precisión na nosa observación é limitada. Por iso os astrónomos levan anos esperando un agasallo que demostre as súas teorías, que tivo lugar o 24 de febreiro.
A supernova 1987 A atópase na Gran Nube de Magallanes (a galaxia da nosa galaxia é un pequeno satélite). Visible desde o hemisferio sur na constelación de Doradus. A Gran Nube de Magallanes atópase a 170.000 anos-luz de nós, o que provocou que a explosión se producise fai 170.000 anos, a pesar de que paira nós iso non era posible. Nunha foto en cor da nube pódense ver dúas zonas diferentes: o corpo principal é una barra de cor amarela.
Ao nordés da barra atópase a rexión 30 Doradus, coñecida como a nebulosa da tarántula. Nesta rexión hai unha chea de estrelas azuis brillantes que nos contan o que é a rexión de creación das estrelas. O superbón 1987 A estalou preto de 30 Doradus, é dicir, na rexión das estrelas azuis, onde se podía predicir a supernova tipo II.
Desde que apareceu esta supernova, foron as sorpresas. A primeira refírese á identificación da estrela que explotou. Poder identificar á antiga mediante fotografías paira astrónomos de especial interese. Así podían obter información implícita sobre as estrelas que soportan una supernova. Con todo, até a data a identificación non foi completa. A supernova 1987 A, o Sandule, coincide coa estrela -69°202 co erro de poucas porcentaxes de segundos de arco. Esta estrela é un supergigante vermello da clase B3. Isto parece desprenderse das dúas estrelas canadenses próximas a este lugar, que se atopan a unha distancia dun segundo de arco.
Pero una semana despois da explosión o satélite IUE (international ultraviolet explorer) sorprendeu ao Sandule ao anunciar que -69°202 seguía brillando. O mesmo pasaba cos seus amigos. Cal foi a estrela que estalou? Como non hai ningún cambio neto, o Sandule -69°202 especula coa idea de que podía ser una estrela binaria. O segundo membro deste sistema podería ser un supergigante vermello tipo K e non podía ser diferenciado nas fotos do seu brillante amigo. Esta última podería ser a que explotou. Con todo, una explosión próxima debería ocultar á estrela Sandule -69°202 e isto non ocorreu.
Outra sorpresa foi o moderado incremento de brillo na banda óptica e a radio do espectro comparado con outras supernovas do mesmo tipo. Isto parece indicar que a cuncha de estrelas era pequena.
Parece que os procesos que se producen na zona das estrelas son mellor entendidos que os que se producen na cuncha. As cantidades de neutrino recibidas do SN 1987 A confirman o patrón do colapso de supernovas tipo II.
Que ocorre cando se crea una supernova na contorna interestelar? Para que imaxinemos que una esfera materno comparable ao tamaño do Sol expándese no espazo a unha velocidade de 16000 km/s. Trátase dunha potente onda de choque (que varre o gas interestelar, elimina o po cósmico e crea no seu interior una zona de alta temperatura (1.10 graos).
Esta burbulla cósmica comeza a arrefriarse, primeiro por expansión e despois por radiación. Isto prodúcese cando a temperatura baixa por baixo dun millón de graos e é posible observar a causa da emisión auditiva que produce. Desta forma créase un obxecto similar á nebulosa Cancro. Nebulosa situada na constelación de Tauro, formada pola expansión dos restos da supernova de 1054. A esta fase custaranlle centos de anos. Se a estrela de neutróns creada pola supernova ten un campo magnético violento (a modo de pulso), os electróns libres contidos no material que se está espandando poden emitir radiación de sincrotón, tanto en radiofrecuencias como en supervisores e raios X.
A expansión da burbulla continúa durante miles de anos e o resultado final é una esfera de gas moito máis quente que o medio interestelar. Esta temperatura atópase entre 10-100 K. Así, o medio interestelar adopta a forma dun "gruyére". Son burbullas case baleiras, producidas pola explosión de supernovas. Estes están separados por zonas frías e compactas que se conectan co tempo. Se a onda en expansión atopa nubes moleculares, produce a súa compresión e poden empezar a formar novas estrelas.
Entre os efectos cósmicos producidos por unha supernova atópase o enriquecemento químico da galaxia. A explosión dispersa o caparazón estelar no espazo, formado por hidróxeno, helio, carbono, osíxeno, calcio, magnesio, aluminio, fósforo, etc. Como na creación do universo parece imposible que no espazo interestelar haxa elementos máis pesados que o helio, a presenza de todos estes elementos no espazo débese a supernovas. Hai pegadas a favor da idea de que o enriquecemento químico da galaxia foi inicialmente moi rápido.
Isto significa que a frecuencia das supernovas era maior que a actual. É curioso que até agora non se detecten estrelas cos mesmos compoñentes esenciais do universo (hidróxeno e helio). Algo menor que a masa do Sol e una estrela creada fai dez mil millóns de anos, debería estar na fase de combustión do hidróxeno. Sería lexítimo pensar que cando se formou a nosa galaxia xurdiron estrelas de gran masa que morreron en supernovas e que son responsables da riqueza química da galaxia.
Analizaremos outro aspecto da supernova/composición química. A súa importancia desde o punto de vista cósmico é menor, pero a nós aféctanos directamente aos seres humanos. Se os demais átomos que forman as nosas estruturas de carbono, de osíxeno e de vida tivesen memoria, quizá lembrarían con agarimo o interior da estrela na que foron creados e o día de catástrofe que una terrible explosión lanzou á incerteza do espazo. Despois, fai uns 5 mil millóns de anos a Terra se condensaron no planeta e converteuse nunha das estruturas máis sofisticadas que a ironía do destino puido xerar na Natureza.
Se algúns aspectos da supernova 1987 A producíronse segundo o previsto polos modelos teóricos, outros escapan á nosa comprensión. O tipo de estrelas que crean supernovas sigue sendo un problema pendente. Se algún día estalasen supernovas nas proximidades do Sol, mira a que hora foi, porque podes ser o primeiro home que o viu. Prepárache para pensar que Betelgeuse (constelación de Orio) pode explotar en calquera momento entre dez e cen mil anos.
Parece que nas proximidades do Sol non hai candidata á supernova. Pero como os astrónomos somos moi malos predictores, peores que os meteorólogos, non te perdas a esperanza. Aprenderemos a posteriori que o universo é máis rico do que pensamos. Con todo, tócanos seguir traballando, quizá de cando en vez paira lembrar que a nosa existencia está relacionada cun Universo bonito, creativo e fantástico.
Gai honi buruzko eduki gehiago
Elhuyarrek garatutako teknologia
