Supernovas

Inmaculada Domínguez

• Editorial: RBA Libros
• Año: 2019
• ISBN del libro electrónico: 9788491874393
• Categoría: Ciencias físicas
• Categoría: Astronomía y astrofísica

Las supernovas aparecen y brillan, durante semanas, más que toda una galaxia: son el explosivo final de muchas estrellas. Dominan la evolución química del universo, constituyen nuestra mejor herramienta para medir las distancias extragalácticas y nos muestran que el ritmo de expansión del cosmos se ha acelerado, desvelando la existencia de esa abundante y enigmática componente llamada energía oscura. Pero ¿qué elementos químicos producen y expulsan las supernovas? ¿Por qué se usan para medir longitudes cósmicas? ¿Cómo podemos conocer el universo y la energía oscura a través de las supernovas?Supernovas: el estallido definitivo, la última explosión de las estrellas antes de desaparecer para siempre.

Supernovas termonucleares

Las estrellas con masas iniciales comprendidas entre 0,8 y 8 veces la masa del Sol (M_Sol) terminan sus ciclos de combustión tras la fusión del helio, que produce carbono y oxígeno. A diferencia de lo que ocurre en las estrellas masivas, las de baja masa no alcanzan la temperatura necesaria para comenzar la fusión del carbono en su interior. En las últimas fases de su evolución eyectan toda su envoltura, que se encuentra por encima del núcleo compacto de C y O, formando espectaculares nebulosas planetarias, como la denominada Ojo de Gato (véase la imagen superior de la pág. 71).

Las capas de estas nebulosas se expanden a decenas de kilómetros por segundo, mientras que la radiación emitida por el núcleo, todavía caliente, las ilumina. El núcleo se irá enfriando, convirtiéndose finalmente en una enana blanca. Estas enanas blancas continúan enfriándose lentamente, a lo largo de miles de millones de años. Si se encuentran aisladas, su vida transcurre así, tranquilamente, pero si forman parte de un sistema binario, todo puede cambiar, y algunas explotarán como supernovas termonucleares o Ia.

ENANAS BLANCAS: REMANENTES DE ESTRELLAS DE BAJA MASA

Ya hemos descrito los dos primeros ciclos de combustión que experimentan todas las estrellas, primero la fusión del hidrógeno, luego la fusión del helio. Estos son los únicos ciclos, en combustión central o en capa, que se producen en las estrellas de masa baja. También sabemos que, cuanto más masiva es una estrella, más altas son las temperaturas en su interior, lo que implica que la evolución de las estrellas masivas es más rápida. Una estrella de baja masa como el Sol tarda unos 10000 millones de años en consumir el hidrógeno de su núcleo, mientras que una estrella 25 M_Sol tarda tan solo seis millones de años. Incluso entre las estrellas de baja masa hay diferencias notables: una estrella con 6 M_Sol completa la combustión central de hidrógeno en unos 55 millones de años. La fase de combustión de este elemento es la más larga en la vida de una estrella, por lo que es un buen indicador del tiempo total de su evolución.

Pero existen otras diferencias entre las estrellas masivas y las de baja masa durante estas primeras fases de combustión. En las primeras, la fusión central de helio sigue inmediatamente a la de hidrógeno, mientras que en las estrellas de baja masa no es así. Cuando el Sol agote el hidrógeno en su centro se contraerá pero, en un primer momento, no alcanzará la temperatura necesaria para la fusión del helio. Se produce primero la ignición del hidrógeno en la capa situada sobre el núcleo de helio. La combustión de este H tiene como consecuencia aumentar la masa del núcleo de He que, sin fuente de energía nuclear en su interior, se va contrayendo, aumentando su densidad. A tan altas densidades los electrones han degenerado. Debido al principio de exclusión de Pauli, solo dos electrones pueden ocupar un mismo estado cuántico de energía en un mismo volumen. Los electrones se van situando en los estados energéticos más bajos y, cuando estos están llenos, ocupan los más altos. Como resultado, ejercen una presión que impide su compresión en volúmenes más pequeños. Esta es la presión debida a los electrones degenerados. Solo cuando el núcleo de helio alcanza una masa crítica, aproximadamente la mitad de la masa del Sol (0,55 M_Sol), se producen las condiciones físicas —temperatura y densidad— necesarias para la ignición del helio y comienza su combustión, liberándose una gran cantidad de energía. De hecho se trata de una ignición explosiva, conocida como el «flash» del helio. No obstante, este «flash» no se aprecia desde el exterior; se produce en el interior y no llega a modificar el brillo de la estrella.

La situación descrita para el Sol se produce en las estrellas menos masivas, aquellas con masas inferiores al doble de la solar, 2 M_Sol, y esa masa crítica del núcleo de helio necesaria para su ignición supone un límite inferior a la masa mínima de las enanas blancas de carbono y oxígeno que se forman a través de la evolución estelar estándar. Dado que las estrellas de baja masa son las más comunes, la masa típica de las enanas blancas de C y O es del orden de 0,6 M_Sol, valor que está de acuerdo con el estimado mediante estudios observacionales. Por su parte, las estrellas con masas comprendidas entre 2 y 8 M_Sol alcanzan temperaturas más altas en sus centros, y la ignición del He se produce sin llegar a las condiciones anteriores que provocan el denominado «flash».

Una vez el helio se agota en el centro, se produce una nueva contracción y aumento de la temperatura central. El siguiente combustible, resultado de las reacciones nucleares de fusión de He, es el carbono. El carbono debería fusionarse con otro carbono; los dos núcleos tienen seis protones de carga positiva que se repelen y se necesita una temperatura de unos 600 millones de grados, que una estrella con la masa del Sol —y hasta con 8 M_Sol— no puede alcanzar. La historia de las reacciones nucleares en el núcleo se habrá terminado. Sobre este núcleo se seguirá produciendo combustión de helio en capa y, sobre esta, podrá producirse combustión de hidrógeno siempre que las temperaturas sean las adecuadas. En esta última fase, la estrella se encuentra en la llamada rama asintótica de las gigantes, conocida por sus siglas en inglés, AGB, Asymptotic Giant Branch. Lo de «gigantes» es porque la envoltura es extensa y la luminosidad es alta, dos condiciones que favorecen que la estrella pierda masa a un ritmo cada vez más elevado. Cuanto más masa pierde la estrella, menor es la gravedad, favoreciendo aún más este proceso. Cuando el Sol se convierta en una AGB, su radio abarcará la órbita del planeta Tierra; mucho antes se habrán evaporado los océanos y la posibilidad de la existencia de agua líquida. Pero no hay que preocuparse, al menos de forma inminente: faltan más de 5000 millones de años para que esto ocurra.

Esta fase AGB produce, en su etapa terminal, la expulsión de la envoltura, formando una hermosa nebulosa planetaria. Cuando esto suceda en el Sol, la mitad de su masa quedará en el núcleo de carbono y oxígeno situado en el centro de la nebulosa planetaria, mientras que la otra mitad de su masa será expulsada al espacio. Esta proporción entre lo que es devuelto al medio interestelar y lo que queda «atrapado» en la enana blanca depende de la masa inicial de la estrella; una estrella con 7 M_Sol —y con su misma composición química inicial— formaría una enana blanca de carbono y oxígeno con una masa próxima a la masa actual del Sol, 1 M_Sol, expulsando al espacio el resto de su masa, unas 6 M_Sol.

Cuanto más masiva es la estrella, más masiva es también la enana blanca que forma. Pero ¿por qué no se pueden producir enanas blancas con una masa superior a 1 M_Sol en las estrellas más masivas?

Como ya hemos visto, las estrellas masivas alcanzan la temperatura necesaria para fusionar el carbono en sus centros y, de hecho, las que tienen una masa superior a unas 11 M_Sol —y composición química inicial similar al Sol—realizan todas las fases siguientes de combustión, hasta producir hierro. En cambio, las estrellas con masas comprendidas entre 8 y 11 M_Sol siguen una evolución diferente. Estas estrellas tienen, al finalizar la combustión central de helio, núcleos de carbono y oxígeno con una masa algo superior a 1,1 M_Sol. Con esa masa, la temperatura que se alcanza en sus centros es suficiente para que se produzca la ignición del carbono, formándose un núcleo de oxígeno y neón, pero no es suficiente para la posterior ignición del neón o el oxígeno. Por ello, este núcleo puede convertirse en una enana blanca de O y Ne, siendo las enanas con esta composición química las más masivas (entre 1,1 y 1,3 M_Sol).

La nebulosa planetaria NGC 6543 (arriba), conocida como Ojo de Gato, nos muestra once anillos, que son las capas expulsadas; en su centro aparece la enana blanca. En la imagen inferior, tomada por el telescopio espacial Hubble sobre un cúmulo globular de la Vía Láctea, las enanas blancas aparecen señaladas con flechas. Los cúmulos globulares son agrupaciones de cientos de miles de estrellas viejas ligadas gravitacionalmente.

El número de enanas blancas (en la foto inferior de la página anterior varias de ellas captadas por el telescopio Hubble en la Vía Láctea) y la distribución en masa de estas —es decir, cuántas observamos, en una muestra bien definida, con una masa determinada— confirman el escenario evolutivo descrito. Hay un problema en cuanto al número de nebulosas planetarias, pues se observan menos de las que la teoría predice. Esta discrepancia puede ser debida a una cuestión observacional, quizá algunas son menos brillantes de lo que esperamos y no las detectamos. La mayoría de las enanas blancas de C y O (figura 1) tienen una masa de unas 0,6 M_Sol. Las pocas detectadas con masas superiores a 1 M_Sol, que la teoría no predice, podrían ser enanas de oxígeno y neón, o bien el resultado de la fusión de dos de las enanas blancas más comunes; dos enanas blancas de 0,6 M_Sol darían lugar a una con 1,2 M_Sol. En la figura 2 se muestran algunas características seleccionadas de la evolución estelar en función de la masa inicial: tiempos totales de evolución, objeto que se originaría al final de la evolución y tipo de supernova asociada.

ENANA BLANCAS, SISTEMAS BINARIOS Y FUTURAS SUPERNOVAS DE TIPO IA

Las estrellas de baja masa terminan su evolución como enanas blancas, objetos estables que se van enfriando, y disminuyendo su brillo, a lo largo de miles de millones de años. De hecho, la edad de las enanas blancas se emplea para estimar la edad mínima de las poblaciones estelares asociadas a ellas. Se han estimado edades de hasta 13000 millones de años para las enanas blancas más antiguas, lo que supone un importante límite inferior a la edad del universo, cuya edad se estima en torno a los 14000 millones de años.

Para desestabilizar una enana blanca y provocar su explosión tiene que intervenir una compañera, otra enana blanca o una estrella en una fase previa de evolución. Es decir, necesitamos un sistema binario, con ambas componentes lo bastante próximas para que haya transferencia de materia, desde la estrella a la enana blanca o de una enana blanca a la otra. Como el Sol no tiene compañera, no explotará al final de su evolución dando lugar a una supernova, sino que se enfriará y se apagará en forma de enana blanca.

Cuando la enana blanca, que acreta materia en un sistema binario, alcanza una masa próxima a la masa crítica de Chandrasekhar, la temperatura en su centro aumenta hasta los valores necesarios para la ignición del carbono y, en consecuencia, se produce su explosión termonuclear. Así surge una supernova de tipo Ia o termonuclear.

Cualitativamente hablando, los dos escenarios propuestos funcionan (figura 3) y, de hecho, lo más probable es que ambos se den en la naturaleza, produciendo supernovas termonucleares. Sin embargo, los resultados cuantitativos basados en simulaciones numéricas no son convincentes. En general, las enanas blancas no consiguen aumentar su masa de forma eficiente acretando materia.

Según hemos descrito, la evolución estelar produce enanas blancas de carbono y oxígeno con masas, en su mayoría, de 0,6 M_Soly, como máximo, de 1 M_Sol. Por lo tanto, para aproximarse a la masa de Chandrasekhar, que es de alrededor de 1,4 M_Sol, la enana blanca tiene que aumentar su masa inicial entre un 40%, las más masivas, y hasta un 130 % las menos masivas. Esto último no parece viable, por lo que podríamos decir que la mayoría de las enanas blancas de carbono y oxígeno que se forman no llegarán a la masa crítica de Chandrasekhar. Como veremos, este es otro de los problemas, faltan sistemas binarios que sean potenciales progenitores de supernovas Ia.

LA OBSERVACIÓN DE LA PRIMERA ENANA BLANCA: SIRIO B

Sirio es la estrella más brillante que vemos en el cielo nocturno, desde ambos hemisferios. En 1844, tras diez años de observaciones, el matemático y astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Besse...

Índice

• Introducción
• Brillantes visitantes en el cielo
• Supernovas de colapso gravitatorio
• Supernovas termonucleares
• Indicadoras de distancia
• Motores de la evolución química del universo
• Bibliografía