Una supernova es una gran explosión cósmica que tiene lugar bajo determinadas circunstancias en una estrella en la que se emite gran cantidad de energía y materia a gran velocidad. Si se analiza el espectro de la radiación que emiten, se pueden clasificar en dos tipos: las supernovas de tipo II, que son aquellas en las que el espectro contiene líneas de emisión de hidrógeno, y las de tipo I en las que no aparecen
.
Al contrario de lo que cabría pensar al contemplar nuestro Sistema Solar, la mayoría de las estrellas no son solitarias sino que forman sistemas binarios, es decir, parejas de estrellas orbitando alrededor de un centro de masas común. Normalmente cada una de las estrellas que forman el sistema tiene un ciclo vital independiente. Pongámonos en el caso en el que una de las estrellas no tuviera más de 9-10 masas solares. Imaginemos ahora que dicha estrella completara su secuencia principal, evolucionando posteriormente hacia una gigante roja y reduciéndose finalmente a una enana blanca compuesta principalmente por elementos pesados como el carbono o el oxígeno producto de la fusión del helio.
Aunque sigue realizando procesos de fusión en su núcleo, lo hace a un ritmo extremadamente lento, tanto que, teóricamente, la fuerza de la gravedad sería suficiente para hacer que colapsara. Lo que impide que esto ocurra tiene un nombre propio, y es la presión de degeneración de electrones. Por decirlo de alguna forma, a los electrones no les gusta estar juntos. Cuando la estrella se comprime lo suficiente, los electrones se empiezan a repeler entre sí, lo que se traduce en una presión que evita que la estrella colapse sobre sí misma.
Retomemos ahora el ejemplo anterior. Teníamos una enana blanca orbitando alrededor de una estrella que puede encontrarse en su secuencia principal o en la etapa de gigante roja. Si esta estrella está lo suficientemente cerca, se produce una acreción de materia desde ella hacia la enana blanca debida al intenso campo gravitatorio que genera esta última como consecuencia de su gran densidad. Conforme aumenta su masa, el interior se calienta a su vez, llegando un punto en el que la temperatura en el interior es suficiente para iniciar la fusión del carbono.
Una vez que se inicia este proceso, gran parte de las reservas de oxígeno y carbono se consumen en cuestión de segundos, produciéndose una potente deflagración que se extiende a lo largo de toda la estrella. La inmensa cantidad de energía generada crea una potente explosión, liberando ondas expansivas en las que se expulsa materia a grandes velocidades que alcanzan hasta un 3% de la velocidad de la luz. Este tipo de supernovas son las denominadas de Tipo Ia.
Tienen la particularidad de que, dado que el proceso de fusión se inicia con una cantidad determinada de masa, las características de estas supernovas son muy similares entre sí, de forma que el brillo que emiten es prácticamente el mismo bajo cualquier circunstancia. Por ello se utilizan como candela estándar. Esto quiere decir que, midiendo el brillo aparente de las supernovas de tipo Ia observadas desde la Tierra, se puede saber la distancia a ellas según éste sea más o menos intenso.
Las estrellas que tienen más de 9-10 masas solares, sufren un proceso completamente distinto a los anteriores casos mencionados. A diferencia de las estrellas con menos de 9 masas solares, en el interior de este tipo de estrellas se generan las temperaturas y presiones suficientes como para que, una vez fusionado el helio en carbono, éste pueda continuar fusionándose. El interior de la estrella queda entonces dividido en capas, como si de una cebolla se tratase, con los elementos más pesados situados cerca del núcleo.
Este proceso de fusión continuará hasta que en el interior se forme un núcleo de hierro. La fusión del hierro no genera la suficiente energía como para sostener a la estrella. Lo único que impide que la estrella colapse es la presión de degeneración de electrones que ya hemos mencionado. Sin embargo, las capas exteriores al núcleo continúan fusionando elementos en hierro, aumentando de esta forma la masa del núcleo. Cuando se supera el límite de 1,4 masas solares, denominado límite de Chandrasekhar, ni siquiera la presión de degeneración es suficiente, y el núcleo acaba por ceder, contrayéndose rápidamente.
En este momento, los electrones y los protones se acercan lo suficiente como para unirse, formando neutrones y neutrinos en el proceso. La rápida contracción provoca que los neutrones sufran una serie de rebotes, que golpean las capas exteriores al núcleo con la suficiente fuerza como para expulsarlas de manera violenta, creando una supernova. Las de este tipo reciben el nombre de supernovas de Tipo II. Tras la explosión en el interior de la estrella suele persistir una densa esfera formada por neutrones, las ya conocidas estrellas de neutrones, que eventualmente darán lugar a los púlsares.
Tanto las supernovas de tipo I como las de tipo II dejan un rastro tras de sí, un halo de materia caliente que se extiende varios millones de kilómetros alrededor de donde antes se encontraba la brillante estrella, formando las coloridas nebulosas que conocemos como remanentes de supernovas.
Sin embargo las supernovas de tipo II son de gran interés, ya que son el origen de todos los elementos pesados que forman el universo. El hierro que forman las vigas de los edificios, el calcio que compone nuestros huesos, el oxígeno que respiramos, todo proviene de estas brillantes explosiones que tiene lugar constantemente a lo largo de todo el Universo. Además, se ha comprobado que las supernovas de este tipo también son una de las mayores fuentes de neutrinos.
No hay comentarios:
Publicar un comentario