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Estrellas explosivas: novas y
supernovas
 Cuenta
la leyenda que Hiparco se decidió a confeccionar su catálogo cuan do apareció
una estrella nueva en la constelación zodiacal de Escorpio. Su objetivo era
construir un sistema de movimientos planetarios y es probable que la observación
de los planetas noche tras noche lo llevara a memo rizar las posiciones de las
estrellas más brillantes, especialmente las que se encontraban cercanas a la
franja del zodíaco.
La filosofía aristotélica vigente en ese momento suponía al
cielo perfecto e inalterable. Entonces es posible imaginarse el asombro del
astrónomo griego ante la sorprendente aparición. Algunos historiadores
consideran que Hiparco observó en realidad un cometa y no una estrella nueva.
Pero dado que en la actualidad se observan algunas decenas de novas por año por
galaxia es llamativo que no se hubieran observado con anterioridad y que incluso
con posterioridad a Hiparco (hasta 20 siglos después!) no se
observara ninguna en occidente.
La
siguiente observación de una nova en Europa fue realizada por
Tycho Brahe en
1572. A él se debe el término nova (del latín, nova stella ) e indica la idea
original sobre estos objetos: de repente aparecía una estrella donde previamente
no se había observado. Para descubrir una nueva estrella hay que ser un experto
observador del cielo, como hemos mencionado, durante siglos se les prestó muy
poca atención a los componentes del paisaje celeste que no fueran los planetas,
por lo tanto si la nova aparecía en una constelación lejana al zodíaco muy
probablemente pasara inadvertida.
También hay que considerar la fuerza de la
teoría aristotélica: cualquier cambio en los cielos inmutables era imposible. La
información sobre cualquier cambio celeste podía convertirse en tm sacrilegio y
es muy probable que quien lo observara no lo hiciera público para no arriesgarse
a ser tratado de loco, ciego o mentiroso. Pero afortunadamente, durante el
período que va de la época de Hiparco hasta el año 1500 los chinos observaron
cuidadosamente el cielo y registraron todos los cambios detectados. En la época
antigua y medieval reportaron la aparición de cinco
estrellas brillantes (en los
años 185, 393, 1006, 1054 y 1181). La de 1006 fue por lo menos 200 veces más
brillante que Venus, de manera que ni siquiera los desinteresados europeos
pudieron ignorarla
Luego
de Tycho, el siguiente en observar una nova fue un astrónomo alemán, F. Fabricio
en 1596, y en 1604 lo hizo Kepler. Todas estas observaciones coincidían en que
aparecía una estrella muy brillante donde previamente no se había observado nada
y este brillo disminuía lentamente hasta desaparecer.
En la
actualidad sabemos que lo que antiguamente se llamaba nova corresponde en
realidad a dos tipos de objetos: novas y supernovas. Al igual que las novas, las
supernovas son estrellas eruptivas o explosivas, pero se distinguen de aquéllas
en que la cantidad de energía liberada es mucho mayor y además, en el caso de
las novas, sólo aparecen afectadas por la explosión las capas exteriores,
mientras que la explosión de una supernova afecta toda la estrella. Aún las más
luminosas como Nova Cygni 1975, brillan 1.000 veces menos que las supernovas.
Novas:
Estas estrellas se clasifican en novas, que ganan más de 10 magnitudes en
la explosión, y novas enanas, que sólo aumentan su brillo unas pocas magnitudes.
Algunas han explotado sólo una vez desde que fueron observadas, pero se cree que
son recurrentes cada 10.000 o 100.000 años. Las novas recurrentes, menos
energéticas, experimentan explosiones cada 10 a 100 años.
La
observación de varias post-novas a mediados de este siglo demostró que muchas de
ellas son miembros de sistemas binarios super próximos en los que una de las
estrellas es una enana blanca y la otra una estrella fría (por ejemplo una
gigante roja). Cuando la estrella ínicialmente menos masiva comienza a
expandirse para formar una gigante roja, etapa que se acelera al aumentar su
masa con la que se desprende de su compañera, sus capas exteriores se acercan
tanto a la enana blanca que parte de su envoltura queda atrapada en el campo
gravitatorio de ésta, formando lo que se llama un disco de acreción. Tal nombre
se debe a que, debido a colisiones entre las partículas del disco, éste pierde
energía y algunas partes caen sobre la enana blanca, que gana así cierta masa en
un proceso llamado acreción. La gran gravedad superficial de la enana blanca
comprime esta masa formada esencialmente de hidrógeno, y la calienta. La
temperatura se hace tan alta que comienza la fusión de este hidrógeno, lo que
calienta aún más la superficie y se inicia la fusión en el disco de acreción,
produciéndose un enorme destello de luz, y las capas superiores del disco son
arrojadas lejos de la influencia gravitatoria de la enana blanca. Este destello
de luz es lo que vemos desde la Tierra en forma de nova y la parte del disco de
acreción impulsada hacia el exterior es la nube de gas y polvo que se observa
alrededor de la post-nova.
El
proceso de fusión disminuye gradualmente, pero el ciclo recomienza porque la
compañera de la enana blanca sigue perdiendo masa y esto reconstruye el disco de
acreción. De esta forma el fenómeno de nova puede repetirse muchas veces antes
de que la supergigante finalice su expansión y se transforme ella misma en enana
blanca.
Por
lo visto, las condiciones necesarias para la formación de una nova son entonces
bastante especiales, y muy pocas estrellas de nuestra galaxia las satisfarán. El
Sol, como hemos visto, se transformará en enana blanca. Pero como no tiene
compañera no será una nova.
Supernovas:El
fenómeno de supernova es una explosión fenomenal que involucra la mayor parte
del material de una estrella y determina el fin de la evolución de ciertos
objetos estelares. Se supone que la mayoría de las supernovas de nuestra galaxia
son indetectables debido a la extinción causada por el polvo interestelar.
Actualmente se cree que las observaciones chinas de 1054 y las de Tycho y Kepler
se trataban de supernovas. La de Kepler, en 1604, fue la última detectada en
nuestra galaxia.
Hay
esencialmente dos tipos de supernovas: a) las tipo 1 resultan de la explosión de
estrellas viejas, de masa relativamente pequeña y pobres en hidrógeno pero ricas
en elementos pesados, tal como corresponde a una fase avanzada de evolución; su
composición indica que se trata de enanas blancas. b) Las tipo II son
explosiones de estrellas masivas, también al final de su evolución, pero en una
fase menos terminal que las de tipo 1; son ricas en hidrógeno y presumiblemente
están en la etapa de supergigante roja.
En su
máximo de luz, el brillo producido por las supernovas aumenta unas 15
magnitudes; las tipo 1 son casi tres veces más luminosas que las tipo II. Luego
el brillo disminuye unas 304 magnitudes durante los primeros días y durante
varios meses decrece casi exponencialmente.
La
energía liberada durante el corto tiempo de la explosión es equivalente a la que
irradiará el Sol durante 9 mil millones de años (recordemos que la edad actual
del Sol es de unos 4,5 mil millones de años) o a la explosión simultánea de 1028
bombas de hidrógeno de 10 metagones cada una y la materia expulsada, alrededor
de 5 M0,puede alcanzar velocidades de 36 x 106 km/h. Las supernovas de tipo 1
pueden alcanzar una magnitud absoluta de -18,6, es decir 2.500 millones de veces
la luminosidad del Sol o unas 100 veces más brillantes que la luz integrada de
toda la galaxia. Según el tipo, la masa eyectada puede ser de 1 a 10 M0, lo que
en algunos casos es la masa total de la estrella y, por lo tanto, no queda nada
después de la explosión. A partir del descubrimiento de los púlsares (estrellas
de neutrones de muy rápida rotación) en 1968, se sabe que después de la
explosión puede quedar un objeto extremadamente denso. Este objeto, que es el
núcleo de la estrella, está formado exclusivamente por neutrones.
Los
mecanismos responsables de estas explosiones no se conocen todavía con certeza.
La mayoría de las teorías consideran que la energía liberada por la explosión es
principalmente de origen nuclear, en particular la fotodesintegración del Fe.
Esta es la etapa final en la cadena de reacciones nucleares que ocurren durante
la vida de las estrellas de unas 10 M0. Las estrellas con masas necesarias para
terminar como supernovas de tipo 1 son por lo menos 10 veces más numerosas que
las estrellas más masivas que dan origen a las supernovas tipo II. Por lo tanto
sería razonable suponer que se observarán 10 veces más supernovas de tipo 1 que
de tipo II. Sin embargo no es así: los dos tipos se observan con la misma
frecuencia. Por lo tanto hay que concluir que no todas las estrellas de poca
masa terminan como supernovas y en consecuencia, que se necesitan ciertas
condiciones especiales para que este fenómeno ocurra.
La
pre-supernova de tipo II tiene una estructura de cáscara como una cebolla. A
medida que descendemos de la capa superficial de H se encuentran capas de
elementos de mayor masa atómica. Estas capas son producto de las distintas fases
de la nucleosíntesis que han ocurrido durante la vida de la estrella. Las
reacciones que originan los elementos más pesados se ordenan de acuerdo a la
temperatura. Los aumentos de temperatura ocurrieron alternándose con
contracciones gravitatorias. El centro de la supergigante que explotará como
supernova está compuesto por una mezcla de núcleos de Fe y otros núcleos con
números atómicos entre 50 y 60. Estos son los elementos con mayor energía de
ligadura. Por lo tanto no se puede extraer más energía de ellos. Cualquier
cambio nuclear ulterior con estos elementos, tanto si es fusión para dar
elementos más complicados como si es fisión para dar núcleos menos complicados,
no liberará energía sino que la absorberá. El núcleo estelar de hierro crece,
luchando contra la contracción gravitatoria gracias a la presión de los
electrones degenerados. Pero al describir las enanas blancas vimos que hay un
limite para esto: cuando la masa del núcleo ha alcanzado el límite de
Chandrasekhar (1,4 M0), la presión de los electrones no alcanza para evitar la
contracción y la estrella colapsa. En ese momento, todos los productos del
proceso de nucleosíntesis se han aniquilado, el gas está formado ahora por
neutrones, protones y electrones libres. Pero éstos últimos experimentan un gran
aumento de energía al comprimirse, su energía se hace mayor que la necesaria
para transformar un protón en neutrón y así son absorbidos por los protones.
Privado de la componente más significativa de presión, el núcleo estelar colapsa
a un ritmo acelerado. La distancia entre neutrones es ahora muy pequeña (del
tamaño del núcleo atómico, -fermi) y la estrella se ha transformado en una
estrella de neutrones. Desde el inicio del colapso se requieren sólo unos pocos
minutos para alcanza este estado. Al comenzar el colapso del núcleo, las capas
exteriores de la estrella, donde están ocurriendo algunas reacciones nucleares,
caen arrastra das por él. Los gases se comprimen rápidamente y aumentan su
temperatura. La velocidad de las reacciones nucleares aumenta notablemente, la
gran cantidad de energía producida origina inestabilidades y, finalmente, la
explosión de las capas exteriores.
Las
supernovas de tipo 1 son parte de un sistema binario formado por una
supergigante roja y una enana blanca, como el que da origen a las no vas. Sin
embargo en este caso la masa de alguna de las componentes o d ambas es mayor que
en el caso de la nova. En esta situación, la enana blanca puede ganar más masa y
superar el límite de Chandrasekhar. Entonces sufre un colapso y comprime muy
fuertemente los núcleos de carbono y oxígeno en su interior, creando las
condiciones para una fusión con tal liberación de energía que su resultado es
una explosión de supernova. Probablemente éste fue el caso de las supernovas de
Tycho y Kepler ya que en ninguno de los dos casos se ha detectado estrellas de
neutrones en las posiciones correspondientes.
Incluso mucho tiempo después de la explosión las supernovas se revelar por sus
efectos sobre el medio interestelar. El remanente joven de la supernova aparece
como una gran burbuja que emite radiación en todo el espectro y se expande a una
velocidad de 10.000 km/seg. A medida que lo hace empuja al gas interestelar y se
va frenando. Después de unos cientos de años la cáscara se enfría y el remanente
se desintegra en el medio circundante Los remanentes son antigüedades
astronómicas muy valiosas, capaces d revelar información sobre la explosión, la
evolución posterior y la estructura y composición del medio interestelar.
Las
supernovas son uno de los contribuyentes más importantes a la evolución de la
materia galáctica. No sólo transmiten al medio interestelar energía térmica y
cinética sino que también la enriquecen con elementos pesados de la
nucleosíntesis estelar. El interés por las supernovas de los astrónomos
interesados en la evolución estelar y el medio interestelar ha aumentado
notablemente, dado que se piensa que podrían ser el detonante del proceso de
formación de nuevas estrellas.
La
última observación de una explosión de supernova ocurrió en 1987 en la Gran Nube
de Magallanes. Miles de investigadores renovaron su interés y en los últimos
años se han realizado importantísimos avances en nuestra comprensión de estos
fenómenos. Esta supernova ha proporcionado la posibilidad de realizar la
medición de distancia más precisa que se haya hecho para un objeto fuera de
nuestra galaxia. El remanente de SN 1987A (como se denomina) está a 1,60 x 105
años luz, con una certeza de ±5%. Un anillo hecho del material eyectado por el
progenitor de la supernova en su fase de supergigante, ya rodeaba a la estrella
unos 5.000 años antes de la explosión, pero sólo se hizo visible cuando se
calentó hasta unos 20.000 0K como consecuencia de la misma. Si ese anillo fuera
perpendicular a la línea de la visión, se hubiera iluminado todo a la vez. Sin
embargo, como está inclinado unos 450 respecto de esta posición, distintas
partes se encuentran a distancias diferentes de nosotros.
La parte más cercana
pareció encenderse tres meses después de la explosión, mientras que la más
lejana permaneció oscura cerca de un año más. Esta diferencia indica que el
diámetro del anillo es de 1,3 x 1013 km. La medición del diámetro
angular fue realizada por la estación orbital Hubble y es de 1,66 segundos de
arco.
Esencialmente, toda la energía cinética del núcleo que colapsa se convierte en
una onda de choque que, al encontrar las capas exteriores que están colapsando,
las hace rebotar y cambiar de dirección. Este proceso se ve favorecido por la
gran cantidad de neutrinos emitidos por la estrella de neutrones que se está
creando.
La luz puede ser emitida sólo cuando la onda llega a la capa más
externa. En SN 1987A, la onda de choque demoró dos horas en atravesar toda la
estrella. Los pocos (pero muy preciados) neutrinos detectados poseían
características acordes con las predicciones teóricas —sus cantidades, energías
y el intervalo de tiempo en que llegaron a la Tierra—, lo cual aumenta la
credibilidad en los modelos.
El 99% de la energía liberada llega de esta forma, en los neutrinos que pueden
escapar de la estrella mucho más rápido que los fotones de luz. Estas
observaciones permiten abrigar esperanzas de observar más eventos de supernova
en la medida en que mejoren los detectores de neutrinos. Se estima que los
mismos ocurren cada 10 o 100 años, especialmente en las regiones centrales de
nuestra galaxia, pero permanecen ocultos por el material interestelar que opaca
la luz.
Si
las predicciones teóricas respecto de los neutrinos de supernovas son tan
precisas, ¿por qué hay una discrepancia tan grande entre las observaciones y las
predicciones respecto de los neutrinos solares? Tal vez, más observaciones de
supernovas ayuden a resolver este problema.
Fuente Consultada:Notas Celestes de
Carmen Nuñez |
