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ILas supernovas son
inmensas explosiones estelares que llenan el espacio interestelar de los
elementos pesados que constituyen la Tabla Periódica. Los astrofísicos
se sirven de tales explosiones observadas en galaxias distantes para
determinar los parámetros cosmológicos que rigen nuestro Universo.
Durante su vida las estrellas experimentan estados de diferente
temperatura, tamaño y densidad. Tienen un nacimiento relativamente
tranquilo pero su muerte puede llegar a ser tremendamente espectacular.
Estudiar cada una de estas etapas evolutivas puede llegar a ser muy
complicado debido a que las estrellas evolucionan tan lentamente que
apenas muestran cambios significativos en la escala temporal de los
hombres. Por eso, en cierta manera, se puede decir que ver un cielo
estrellado es como ver la fotografía de un bosque: todos son árboles
pero algunos acaban de nacer, otros están en la plenitud de su vida y
otros se están muriendo o ya lo han hecho. A partir de esta fotografía
nadie podría decir con total certeza que los árboles muertos alguna vez
fueron jóvenes, o que mucho antes, tuvieron un nacimiento. Y, sin
embargo, esto es lo que hacemos cuando estudiamos la evolución de las
estrellas.
Las supernovas constituyen un caso muy especial: experimentan una
explosión durante sólo unas horas (esta explosión puede llegar a hacer
desaparecer la estrella) y se mantienen brillantes durante algunos días.
Sin duda las supernovas representan la fase de evolución estelar más
rápida.
La aparición de nuevas estrellas en el firmamento es un hecho que se
viene observando desde la antigüedad. Tales son los casos de la estrella
"nueva" que apareció en la constelación de Vela, observada por los
sumerios entre el 6000 y el 8000 antes de Cristo, o la que dio lugar a
la Nebulosa del Cangrejo en el año 1054 que pudo ser observada a plena
luz del día por astrónomos chinos. Desde hace siglos a estas estrellas
nuevas se las viene denominando novas o supernovas (las supernovas
tienen un brillo absoluto mayor que el de las novas). El origen de este
nombre radica en que aparentemente estas estrellas son "nuevas", es
decir, aparecen de repente donde antes no había ninguna estrella, al
menos, a simple vista.
En este artículo ofreceremos una explicación al fenómeno de las
supernovas y veremos que no son estrellas "nuevas" sino que realmente
son explosiones de estrellas que se encuentran en las últimas etapas de
su vida.
Las supernovas se clasifican en dos tipos atendiendo a sus historias
evolutivas. Las supernovas del tipo I resultan de la transferencia de
masa dentro de un sistema binario de estrellas evolucionadas. A su vez,
el tipo I se subdivide en el Ia, Ib y Ic, siendo el Ia el más frecuente.
Las supernovas del tipo II son estrellas masivas individuales que llegan
al final de sus vidas mediante una gran explosión a la cual sobrevive un
pequeño núcleo denominado Estrella de Neutrones. Las supernovas más
brillantes son las del tipo I. Nosotros nos centraremos aquí en las
supernovas del tipo Ia.
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A la izquierda: Galaxia M51
y supernova SN 1994I, (la supernova está señalada por
una flecha). La supernova SN 1994I fue del tipo Ic. Esta
imagen fue obtenida por el telescopio Jacobus Kapteyn
del ING utilizando un filtro V y 120 segundos de
exposición. A la derecha: Galaxia NGC4526 y supernova SN
1994D (la supernova es la estrella entre la galaxia y la
otra estrella). Como vemos, en el momento de la
explosión una supernova puede compararse en brillo con
la galaxia donde se encuentra. La estrella de la
izquierda está en nuestra propia galaxia. SN 1994D fue
una supernova del tipo Ia. Esta imagen fue obtenida por
el telescopio Jacobus Kapteyn del ING. |
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Las estrellas
progenitoras de las supernovas del tipo Ia son de masa pequeña o
intermedia. Veamos cómo evolucionan hasta explotar como supernovas.
Las estrellas emiten radiación porque hay suficiente calor y densidad en
su interior como para permitir la fusión nuclear. La fusión consiste en
fundir elementos ligeros para producir otros más pesados, con la
consiguiente emisión de energía. Esta liberación de energía en el núcleo
produce, a su vez, la presión necesaria para contrarrestar la gravedad
de las capas externas de la estrella que "aplastan" este núcleo,
alcanzándose un equilibrio. El primer elemento que fusionan las
estrellas es el hidrógeno, el más abundante del Universo, dando como
resultado helio. Esta situación se puede mantener durante miles de
millones de años. Nuestro Sol, por ejemplo, realiza en estos momentos
esta reacción.
Una vez fusionado todo el hidrógeno la estrella entra en crisis al no
poder mantener el equilibrio de presiones en su núcleo. Lo que ocurre
después del agotamiento del hidrógeno depende de la masa de cada
estrella, pero en general ocurre lo siguiente: la gravedad contrae el
núcleo estelar, con lo cual, aumenta su temperatura. Esto provoca el
encendido de la fusión del hidrógeno en una capa delgada en torno al
núcleo. Como consecuencia la estrella expande sus capas externas. A esta
nueva situación se le denomina fase de Gigante Roja.
Sólo cuando el núcleo alcanza la temperatura suficiente (cuanto más
pesados son los átomos más temperatura se necesita para fusionarlos), el
helio comienza a fusionarse para dar elementos más pesados como el
carbono o el oxígeno. Esta fuente de energía estabiliza la estrella de
nuevo aunque por poco tiempo. En las estrellas masivas este ciclo se
repite muchas veces: las cenizas de un proceso son el combustible del
proceso siguiente. Por ejemplo, el helio, las cenizas del primer proceso
de fusión, es luego el combustible para producir carbono y oxígeno. De
esta manera se van produciendo elementos cada vez más pesados. El
proceso se detiene cuando se llega al hierro. El hierro es un átomo muy
estable cuya fusión no puede realizarse debido a que se trata de un
proceso endotérmico en vez de exotérmico, como eran hasta ahora todas
las reacciones de fusión que hemos descrito. Conclusión: los átomos de
hierro se acumulan en el centro de la estrella dando lugar a un núcleo
inerte. En el caso de estrellas de masa pequeña o intermedia la
secuencia se detiene en el carbono y el oxígeno antes de alcanzar el
hierro.
Al mismo tiempo que ocurren estas sucesivas fusiones las capas más
externas de la estrella continúan expandiéndose. Finalmente estas capas
terminan por desligarse para formar una enorme burbuja en torno a la
estrella a la que llamamos Nebulosa Planetaria. En el centro se
encuentra un núcleo compacto muy caliente donde la materia está
degenerada. La estrella comienza entonces a enfriarse y a contraerse muy
lentamente. A este estado lo llamamos Enana Blanca. Se piensa que
nuestro Sol terminará así dentro de 5000 millones de años.
Este final se ve drásticamente alterado si la Enana Blanca es miembro de
un sistema binario de estrellas. En estos sistemas binarios, a medida
que transcurre el tiempo, las órbitas de las estrellas se reajustan con
la consiguiente pérdida de momento angular. Esto provoca la
transferencia de materia entre ellas. En los progenitores de supernovas
del tipo Ia la estrella que recibe esta transferencia es siempre una
Enana Blanca. Qué tipo de estrella es su compañera es todavía una
cuestión a resolver, aunque en la actualidad se barajan dos hipótesis: o
una Super/Sub Gigante Roja o una Enana Blanca de menor masa que la Enana
Blanca que recibe materia. Las Enanas Blancas tienen algunas propiedades
particulares, por ejemplo, cuanto más masa tienen más pequeñas son. Esto
quiere decir que la Enana Blanca que está incorporando materia se hace
cada vez más y más densa. Cuando se alcanza la temperatura necesaria
para producir la fusión del hidrógeno, la estrella sufre una explosión
termonuclear. A esta explosión se le llama cataclismo Supernova del Tipo
Ia. En la explosión la estrella desaparece y se producen elementos más
pesados que el hierro, que salen disparados a más de 10000 km/s. Esta es
la razón por la que existen elementos como el hierro o el níquel en el
Universo. La explosión de una supernova dura sólo unas horas aunque
puede mantenerse brillante durante varios días.
Las supernovas del tipo Ia son las más brillantes, y uno de los eventos
más energéticos del Universo. La última supernova que explotó en nuestra
galaxia, la Vía Láctea, fue en 1604. La más brillante desde entonces ha
sido la supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña
galaxia satélite de la Vía Láctea.
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Supernova del tipo Ia en una
galaxia muy lejana (la supernova está señalada por una
flecha). La estimación del brillo en el máximo de
supernovas de tipo Ia en galaxias muy lejanas, como
esta, permite a los astrónomos determinar en qué tipo de
Universo vivimos. |
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El interés por
estudiar las supernovas del tipo Ia es doble: por un lado, a partir de
su observación se puede deducir el escenario concreto que ha dado lugar
a tal explosión, es decir, qué sistemas binarios de estrellas son
capaces de producir el disparo de la explosión y cuál es la tasa de
ocurrencia de tales fenómenos en el Universo; por otro lado, dada la
uniformidad de las curvas de luz y la evolución espectral de estas
supernovas es posible utilizarlas como fuentes de luz estándares que nos
permitan medir determinados parámetros cosmológicos. A esto último se le
añade el hecho de que las supernovas del tipo Ia son lo suficientemente
brillantes (cuando estallan su brillo es comparable con el de la galaxia
en la que se encuentran) como para poder observarlas a grandes
distancias. Por eso, en los próximos meses utilizaremos algunos de los
telescopios del Grupo Isaac Newton para observar varias de estas
supernovas lejanas del tipo Ia para así obtener una nueva y mejorada
determinación de los parámetros cosmológicos que dan cuenta del tipo de
Universo en el que nos encontramos. Pronto sabremos si el Universo es
abierto, cerrado o plano, es decir, si seguirá expandiéndose
indefinidamente, si terminará por contraerse de nuevo originando un gran
colapso (Big Crunch) o si se mantendrá una situación de equilibrio.
Para realizar estas observaciones se necesitan cielos muy oscuros y
telescopios muy potentes. En los últimos años se han construido grandes
telescopios a lo largo del mundo que a buen seguro producirán un gran
avance en el campo de la determinación de parámetros cosmológicos a
partir de supernovas lejanas. Gracias a la oscuridad de nuestros cielos,
sin embargo, los telescopios de La Palma constituirán una parte
importante de este proyecto.
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