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Tendemos a pensar en las estrellas como lo que vemos: millones de puntitos brillantes que aparecen cada noche sobre nuestras cabezas. Sin embargo, lo que hay detrás es mucho más grande. Vemos luz que se emitió hace decenas o incluso cientos de años, procedente de objetos celestes inmensos, en cuyo interior están teniendo lugar reacciones más energéticas que cualquier reacción química. Y es que no se trata de química, sino de algo mucho más intenso: la fusión nuclear. El “fuego” que vemos desde la Tierra es el fruto de dicha fusión, pero llega un momento en el que ya no hay combustible. Sin más leña que echar a la hoguera, la estrella colapsa y muere. Esa muerte puede ser fría y silenciosa, como pasa con las estrellas más pequeñas, pero también puede ser explosiva y colosal cuando se trata de las estrellas más grandes. Tras esa explosión, conocida como supernova, se puede formar un agujero negro o una estrella de neutrones, depende del tamaño de la estrella que murió.
La explosión de supernova es una de las más inmensas que ocurren en el Universo. Se calcula que libera una energía equivalente a 1030 veces la de la bomba de Hiroshima. Es un fenómeno que libera tanta radiación que incluso se ha llegado a relacionar con dos de las cinco grandes extinciones masivas que han tenido lugar en la Tierra. ¿Pero qué hace que la muerte de una estrella se acabe convirtiendo en algo tan sumamente grande? Para saberlo, debemos empezar por el principio.
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¿Qué es una supernova?
Una supernova es el último estertor de una estrella con una masa de al menos ocho veces la de nuestro Sol. Cuando se queda sin combustible para seguir manteniendo la fusión nuclear en marcha, colapsa, liberando muchísima energía. Pero esto no es algo que ocurra rápidamente. Una estrella masiva pasa por varias fases antes de llegar al punto de generar una supernova.
¿Cómo se forma una supernova?
La fusión nuclear es una reacción en la que se fusionan los núcleos de dos átomos ligeros para dar lugar a uno más pesado, con una gran liberación de energía. En el caso de las estrellas, este proceso es esencial para mantenerlas “encendidas” durante las primeras etapas de su vida, ya que van fusionando núcleos de hidrógeno y transformándolos en helio. Ocurre en todas las estrellas, aunque se da mucho más deprisa en las que son de mayor tamaño.
Mientras se produce la fusión nuclear en el núcleo, hay dos fuerzas que se mantienen en equilibrio. Por un lado, la gravedad, que empuja todo el material hacia dentro. Y, por otro, la presión de radiación, que se genera por el efecto de la fusión en el núcleo estelar y empuja hacia fuera.
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Esto ocurre sin cambios hasta que llega el momento en el que ese hidrógeno se agota. Cuando se gasta en el núcleo, las fuerzas ya no están en equilibrio. La gravedad vence a la presión de radiación, por lo que el núcleo se empuja hacia dentro y se comprime. Se calienta tanto que el helio que se quedó en el núcleo adquiere también la capacidad de fusionarse, convirtiéndose en un nuevo combustible, que irá transformándose en carbono y oxígeno. Pero no solo había hidrógeno en el núcleo de la estrella. Este elemento también se encuentra en las capas más externas de esta, con la diferencia de que se mantiene inactivo. No se fusiona. O, en realidad, no lo hace al principio. Cuando se produce esa primera compresión, con el consiguiente calentamiento estelar, el hidrógeno exterior empieza a fusionarse, provocando el crecimiento de la estrella, que se convierte en una gigante roja.
Al contrario que las estrellas más pequeñas, las que tienen mucha masa cuentan con energía suficiente para que puedan seguir fusionando otros átomos más allá del helio. El carbono, por ejemplo, se fusiona para dar lugar a neón y magnesio. El neón hace lo propio, generando oxígeno y magnesio. Ese oxígeno se fusiona para producir silicio y azufre y, finalmente, los átomos de silicio se fusionan rapidísimo, generando un núcleo de hierro.
Aquí llega un punto clave, ya que el hierro es el elemento más estable de todos los que se producen, de modo que la fusión se frena. No pueden seguir fusionándose núcleos. Ya es imposible seguir generando energía y la gravedad de la que hablábamos al principio vence por completo a la estrella. Como resultado, el núcleo colapsa sobre sí mismo hasta llegar a un límite en el que se genera una gran onda de choque y el colapso de las capas externas, que se liberan violentamente hacia el espacio. Estamos ante una supernova, una explosión que puede durar desde semanas hasta meses o años.
En realidad, esta explosión puede producirse también en un sistema binario de estrellas, cuando una le roba material a otra. Por eso, cuando hablamos de supernovas debemos diferenciar varios tipos.
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Tipos de supernovas
Todo lo que hemos visto hasta ahora es la descripción de las supernovas más habituales. No obstante, hay otros tipos de supernovas, que se diferencian tanto en la naturaleza de su estrella progenitora como en el mecanismo por el que tiene lugar la explosión. Mayormente, las diferencias se ven al analizar su espectro. Es decir, la luz que absorben o emiten. Este es un proceso que se usa para determinar composiciones químicas, ya que los distintos elementos absorben o emiten la luz en patrones muy específicos de longitudes de onda.
Supernova tipo I: No se identifica hidrógeno en su espectro.
- Tipo Ia: No tienen hidrógeno ni helio, pero sí una fuerte línea de silicio. Esto indica que se producen por una explosión termonuclear en un sistema binario, cuando una enana blanca acumula material adicional de una estrella compañera.
- Tipo Ib: El espectro no tiene hidrógeno, pero sí helio. Es la supernova clásica de la que hemos hablado hasta ahora. La que genera como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro tras el colapso de una estrella de gran tamaño. Normalmente más de 8 masas solares. No tiene hidrógeno, porque se perdieron las capas externas de la estrella que lo contenían. En cambio, las del helio sí se conservaron.
- Tipo Ic: No hay hidrógeno ni helio en el espectro. En este caso, también estamos ante una explosión como la que hemos descrito hasta ahora. La única diferencia con la tipo Ib es que, durante la explosión, sus capas externas se despojan tanto del hidrógeno como del helio.
Supernova tipo II: Presenta fuertes líneas de hidrógeno en su espectro. Eso significa que no perdió el hidrógeno de sus capas externas durante la explosión. A su vez, hay dos tipos, que dependen de cómo evoluciona su brillo después de la explosión.
- Tipo II-P: Se produce una «meseta» inicial en su curva de luz a causa de una liberación prolongada y constante de energía seguida de un descenso normal.
- Tipo II-L: La luminosidad disminuye linealmente tras la explosión.
En definitiva, las más habituales son las tipo Ib, Ic y II, pues representan alrededor del 80% de las explosiones de supernova que se han observado hasta el momento. Aun así, esta explosión puede tener muchas variaciones. Cuando hay tantos factores involucrados, es lógico que la receta varíe de vez en cuando, aunque el resultado sea siempre una explosión que deja a Hiroshima a la altura de un simple chasquido de dedos.
Imagen | X-ray: NASA/CXC/Rutgers/G.Cassam-Chenaï, J.Hughes et al.; Radio: NRAO/AUI/NSF/GBT/VLA/Dyer, Maddalena & Cornwell; Optical: Middlebury College/F.Winkler, NOAO/AURA/NSF/CTIO Schmidt & DSS
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La noticia
Qué es una supernova: la física detrás de las explosiones más violentas del universo capaces de apagar galaxias enteras
fue publicada originalmente en
Xataka
por
Azucena Martín
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