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¿Qué es una supernova?

Una supernova es el nombre que se le da a la explosión cataclísmica de una estrella masiva al final de su vida. Puede emitir más energía en unos pocos segundos de la que irradiará nuestro sol en su vida útil de miles de millones de años.

El cielo sobre nosotros está sembrado de restos de supernovas antiguas, es decir, estrellas que vivieron sus vidas y luego murieron en estas violentas explosiones. En una galaxia como nuestra Vía Láctea, que consta de unos 200 mil millones de estrellas, debería haber una supernova cada 50 años. Sin embargo, las supernovas visibles solo a simple vista son extremadamente raras. Podría, o no, presenciar uno en su vida.

Lo que sí vemos son restos de supernovas, nubes en expansión en el espacio donde solían estar las estrellas. Hay muchos ejemplos , tanto dentro como fuera de nuestra galaxia. El remanente de supernova más famoso visible desde el hemisferio norte se llama Nebulosa del Cangrejo . Está ubicado en la dirección de la constelación Tauro el Toro . Los chinos registraron haber presenciado la supernova en el año 1054 EC (aunque había ocurrido 6.523 años antes, porque esta estrella estaba a muchos años luz de distancia). Lo llamaron estrella invitada y escribieron que fue visible a la luz del día durante tres semanas completas, y finalmente desapareció por completo de la vista unos tres meses después.

Más tarde, la Nebulosa del Cangrejo se hizo famosa por albergar el primer púlsar conocido , descubierto en 1967 por Jocelyn Bell Burnell , cuando era una estudiante de posgrado en la Universidad de Cambridge en Inglaterra. El pulsar del Cangrejo, como se le conoce, es una estrella de neutrones , el remanente de la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo. Al igual que los faros cósmicos, los púlsares emiten rayos de ondas de radio a medida que giran. Los rayos del púlsar del Cangrejo apuntan hacia nosotros.

Entonces sabemos que las supernovas son explosiones de estrellas . Vemos ejemplos de sus secuelas en el espacio que nos rodea. Sabemos que, a medida que la estrella explota hacia el exterior, también implosiona , formando una estrella de neutrones extremadamente densa que podría parecernos o no en la Tierra como un púlsar .

Pero, ¿qué es exactamente una supernova y qué la hace explotar?

Los astrónomos están despegando lentamente las capas de misterio que rodean a estas estrellas en explosión. Su pura imprevisibilidad es emocionante: cada supernova nos enseña algo nuevo. Los astrónomos han aprendido mucho sobre las supernovas en los últimos 50 años. Una supernova brillante en nuestra galaxia, la Vía Láctea, está ahora, estadísticamente, muy atrasada. Esperemos que suceda en nuestras vidas, ¡pero preferiblemente no demasiado cerca !

Una supernova es una explosión más final, y más poderosa, que una  nova , que es el destello temporal de una estrella enana en un sistema binario. En el escenario nova, la estrella enana recolecta materia de su estrella compañera. El exceso de masa hace que la estrella enana se encienda repentinamente, de vez en cuando, muchas veces su brillo normal. Luego se desvanece durante meses hasta su brillo original antes del próximo brote. Una supernova , por otro lado, es un evento mucho más grande e intrínsecamente mucho más brillante (de ahí el prefijo super ) donde las capas externas de una estrella son expulsadas explosivamente al espacio. Una estrella que se convierte en supernova no vuelve a su brillo anterior y puede desaparecer por completo, dejando atrás un remanente de supernova en expansión.

Tanto las novas como las supernovas fueron llamadas stella novae («nuevas estrellas»), un término acuñado por el famoso astrónomo danés Tycho Brahe en 1572. Esto se debe a que tanto las novas como las supernovas pueden hacer que una «nueva estrella» aparezca en nuestro cielo donde ninguna fue visto antes. Ambos estallan repentinamente y, en el caso de las supernovas, inesperadamente, antes de desaparecer lentamente por completo durante semanas o meses.

Ahora sabemos que una supernova no es una estrella nueva , sino, todo lo contrario, una ya existente que ha llegado al final de su vida.

Y sabemos que las novas, los brotes menos poderosos, marcan la ubicación de un sistema estelar que podría estallar nuevamente.

Las supernovas pueden tener diferentes causas, pero todas involucran la detonación repentina de una estrella. Los astrónomos reconocen actualmente dos tipos principales de supernovas, Tipo I y Tipo II, de acuerdo con una forma de clasificarlas ideada por el astrónomo germano-estadounidense  Rudolph Minkowski  y el astrónomo suizo  Fritz Zwicky . Por lo tanto, el sistema de clasificación se conoce como sistema de Minkowski-Zwicky . La clasificación se basa en los espectros de las supernovas: es decir, en su luz cuando se divide en los colores que las componen. Las supernovas de tipo I carecen de la presencia de hidrógeno en sus espectros, mientras que las supernovas de tipo II lo muestran. El tipo I se divide además en tres subtipos, Ia, Ib e Ic, también en función de sus espectros.

Pero quizás más emocionante sea la diferencia entre los tipos según lo determinado por la causa de la explosión, y aquí, un poco confuso, los Tipos II, Ib e Ic son en realidad el mismo tipo de explosión, mientras que el Tipo Ia es una criatura completamente diferente.

Supernovas de tipo II

Comenzaremos con el Tipo II más común, que es lo que la gente suele pensar cuando piensa en una supernova: una estrella que explota debido a la vejez. Las supernovas de tipo II ocurren cuando una estrella grande se queda sin combustible, lo que la lleva a un rápido colapso y explosión. Una estrella así es entre ocho y 40 veces más pesada que nuestro sol. A menudo se las conoce como supernovas de “colapso del núcleo” porque eso es exactamente lo que sucede. El núcleo de la estrella de repente, en solo unos segundos, colapsa sobre sí mismo.

Pero establezcamos el escenario para ese evento cataclísmico. Durante miles de millones de años durante la vida de esta estrella, la fusión nuclear , el proceso mediante el cual el hidrógeno se convierte en helio en el interior de la estrella, en el proceso liberando enormes cantidades de energía, permitiendo así que la estrella brille, había estado librando una batalla con la gravedad . No estamos hablando aquí de la atracción gravitacional de un objeto hacia otro, sino de la propia gravedad de la estrella . En las estrellas, la radiación que empuja hacia afuera proveniente de las reacciones de fusión en el núcleo de la estrella es continuamente contrarrestada por una inexorable fuerza de gravedad que empuja hacia adentro. Es un duelo de fuerzas en el que ninguno de los dos puede ser el vencedor … mientras se mantenga la fusión nuclear en el núcleo de la estrella, la estrella permanece en equilibrio.

Pero las estrellas nacen con una cantidad finita de combustible de hidrógeno. Después de miles de millones de años (alrededor de 10 mil millones en el caso de nuestro sol, aunque nuestro sol no es lo suficientemente masivo para producir una supernova), comienzan a producirse cambios a medida que se agota el hidrógeno. Una vez que el núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno por completo, cesa la fusión nuclear en el núcleo; a la estrella no le queda nada para «arder». En ese punto, la estrella ya no puede mantener su empuje hacia afuera contra la gravedad que tira hacia adentro. La estrella comienza a encogerse lentamente. Esta contracción tiene el efecto de traer más hidrógeno de ubicaciones más alejadas de la estrella a la región previamente ocupada por el núcleo, suficiente hidrógeno, de hecho, para que la fusión nuclear se reanude en una capa alrededor del núcleo interno de la estrella.

Sin embargo, existe algo llamado principio del espejo , que tiene que ver con la conservación de la energía gravitacional y térmica, que establece, de manera muy simple, que si el núcleo de una estrella se contrae, sus capas externas deben expandirse. Entonces la estrella comienza a hincharse, expandiéndose masivamente desde su tamaño original. Mientras lo hace, sus capas externas se enfrían, alejándose de la capa de fusión del hidrógeno en el núcleo. Una vez que la temperatura se enfría lo suficiente, la convección en lugar de la radiación se convierte en la forma dominante en que se calientan las capas externas de la estrella y la estrella deja de expandirse. La estrella se ha convertido en una versión hinchada, más fría y, por tanto, enrojecida de su yo anterior; ahora es una estrella gigante roja.

Cuando nuestro sol se convierta en un gigante rojo, en unos 5 mil millones de años, se expandirá para consumir y destruir Mercurio, Venus y posiblemente también la Tierra. Esto significa que el diámetro del sol aumentará unas 115 veces; también se iluminará unas 3.000 veces .

Pero, por dramático que sea su aumento de brillo, todavía no estamos en la etapa de supernova, y llegar a la fase de gigante roja no es el final de la historia. A medida que el núcleo de la estrella continúa encogiéndose, las temperaturas en su interior aumentan a niveles aún más altos que antes, alcanzando la asombrosa cifra de 100 millones de grados centígrados. A esta temperatura extrema, y ​​si la estrella es lo suficientemente masiva, puede comenzar a fusionar el siguiente elemento de la tabla periódica , es decir , el helio , en carbono, y la fusión nuclear comienza una vez más en su núcleo. Las temperaturas aumentan aún más, hasta que el helio se agota, dejando un núcleo que consta de carbono y oxígeno.

Sin embargo, la quema de helio no es un proceso rápido: una estrella ocho veces la masa del sol probablemente tendrá suficiente helio para durar 100 millones de años.

Sin embargo, durante todo ese tiempo, la temperatura del núcleo aumenta lentamente y cuando alcanza los 500 millones de grados, hace suficiente calor para que el siguiente elemento comience a fusionarse. Los núcleos de carbono se fusionan y producen sodio, neón y magnesio. Todos estos son quemados a su vez por la estrella; el núcleo continúa calentándose, alcanzando los 2 mil millones de grados. A medida que sube la temperatura, se forma primero silicio, seguido de azufre, argón, calcio, cromo, manganeso y níquel.

Cada uno se quema en conchas sucesivas a medida que el núcleo continúa encogiéndose hasta que la estrella se parece a una cebolla. Cada elemento creado en esta nucleosíntesis estelar  es progresivamente más pesado (consta de un mayor número de protones, neutrones y electrones) hasta que, finalmente, se produce un elemento que no se puede quemar: el hierro.

En este punto, la temperatura en el núcleo de la estrella puede alcanzar los 3.500 millones de grados Celsius, y sus «capas de cebolla» consisten en un núcleo de hierro denso, rodeado por capas de silicio y azufre, oxígeno y carbono, helio y una capa exterior de hidrógeno. Es increíble darse cuenta de que, para llegar a esta última etapa de su vida, ¡la estrella podría haber estado en su fase de gigante roja durante mil millones de años! Como el hierro no se puede quemar, ni siquiera a estas temperaturas (fusionar el hierro y los elementos pesados ​​requeriría más energía de la que se generaría), la estrella realmente ha llegado al final del camino.

Una vez que todo el centro del núcleo se ha convertido en hierro, ocurre un evento repentino y dramático. Ahora, sin ninguna presión de radiación hacia el exterior, el núcleo colapsa completamente sobre sí mismo: después de miles de millones de años, ¡la gravedad finalmente gana el enfrentamiento!

Lo que el núcleo colapsa en depende de la masa de la estrella. Una estrella entre ocho y 25 veces más masiva que nuestro sol formará una estrella de neutrones , mientras que los núcleos de las estrellas más masivas, más de 25 veces nuestro sol, probablemente colapsarán en agujeros negros .

El efecto del colapso final del núcleo, que toma quizás solo un segundo más o menos, es enviar una onda de choque directamente al centro, que luego rebota y se propaga hacia afuera a través de las capas externas de la estrella, destruyéndola por completo. Se liberan grandes cantidades de energía: por lo tanto, el evento brillante que conocemos como una explosión de supernova se puede ver en todo el universo.

Esta explosión de supernova es capaz de formar todos los elementos más pesados ​​que el hierro; ¡Ahora hay suficiente energía para eso! Durante un breve período, la estrella puede ser más brillante que el resto de las estrellas de su galaxia juntas, un faro de fuego que significa la muerte de una estrella antigua. Atrás quedará una estrella de neutrones o un agujero negro, una fase totalmente nueva y final en su evolución. Después de semanas o meses, el brillo de la supernova se desvanece lentamente de la vista y finalmente se apaga por completo.

Entonces, ¿qué sucede con el material arrojado al espacio en una explosión de supernova, los restos de la estrella? Se dispersa suavemente a lo largo de los eones y sus elementos van hacia la formación de nuevas estrellas, nuevos planetas, quizás incluso nueva vida. Todos los átomos de tu cuerpo se forjaron en los corazones ardientes de estrellas antiguas. El calcio de tus huesos. El hierro en tu sangre. Todos nacieron en una enorme estrella gigante roja y se sembraron en todo el universo en una explosión de supernova, hace miles de millones de años.

Las dos subclases de Tipo I llamadas Ib e Ic son en realidad similares a las supernovas de Tipo II en que todas ellas son producidas por el colapso del núcleo de una estrella masiva. Tienen su propia designación porque, en ambos casos, perdieron sus capas externas ya antes del colapso del núcleo, en un viento estelar durante sus estados de gigante roja, por lo que generalmente se las conoce como supernovas de colapso del núcleo despojado . Al igual que las cebollas ya parcialmente peladas, el Tipo Ib ha perdido su primera capa rica en hidrógeno y el Tipo Ic tanto su hidrógeno como la siguiente capa de helio, revelando la capa rica en carbono que se encuentra debajo.

El enemigo

Los físicos Gerry Brown y Hans Bethe idearon una unidad de medida para cuantificar la cantidad de energía liberada en una supernova típica de Tipo II. La medida se expresa en ergios , una unidad de energía igual a 10 ^ -7 julios. Lo crea o no, la ilustración estándar de un ergio es la cantidad de energía consumida por una mosca doméstica haciendo una flexión.

Brown y Bethe llamaron a su unidad de medida FOE, que significa diez elevado a la potencia de F ifty- O ne E rgs; el número 10 seguido de 51 ceros. Durante su vida, el sol emitirá alrededor de 1.2 FOE de energía. En otras palabras, durante 10 mil millones de años, ¡el sol liberará solo un poco más de energía de la que produce una supernova de Tipo II en unos pocos segundos!

Para otra demostración de cantidades de energía simplemente incomprensibles, considere esto: una supernova de Tipo II que produce 1 FOE de energía puede parecer una cantidad enorme; indudablemente lo es. Pero ahora compare esto con el agujero negro en el centro de la galaxia M87 , famoso por el Event Horizon Telescope en 2017: la primera imagen humana de un agujero negro , publicada en abril de 2019. Gira al 90% de la velocidad de la luz. . Ahora imagínese adjuntarle una dinamo enorme, como la que alimenta la luz de una bicicleta al convertir la energía de rotación o cinética de la rueda en electricidad. ¿Cuánta energía cinética extraería la dínamo del agujero negro? La respuesta es realmente impactante: 10 billones de enemigos .En otras palabras, la energía cinética del agujero negro M87 es diez billones de veces la energía liberada por una supernova de Tipo II.

Supernovas de tipo Ia

De manera muy diferente (pero similar a las explosiones de novas recurrentes más pequeñas), una supernova de Tipo Ia tendrá lugar en un sistema estelar binario donde una de las estrellas es una enana blanca y la otra es una estrella compañera que la enana blanca está ocupada robando. asunto de. Una enana blanca es el remanente superdenso de una estrella más pequeña (menos de ocho veces la masa del sol) en la última fase de su vida. Es el resultado de la lenta contracción, durante millones de años, de una estrella gigante roja, como Betelgeuse en la constelación de Orión , recientemente objeto de mucha especulación de que estaba a punto de convertirse en supernova ( no es). Y una estrella gigante roja, a su vez, es el resultado de una estrella como nuestro sol que se hincha lentamente, durante millones de años, cuando comienza a agotar su suministro de hidrógeno. Por lo tanto, el destino final de nuestro sol es convertirse en una enana blanca, un remanente del núcleo de nuestra estrella que se enfría lentamente y que mide quizás solo el 0,8% de su radio original. En el caso de nuestro sol, esta sería una enana blanca de aproximadamente 11.000 kilómetros de diámetro.

Una estrella enana blanca es tan densa que una cucharadita de su material pesaría unas 15 toneladas. En su interior han cesado todos los procesos de fusión nuclear. Sin embargo, y esta es la clave de nuestra clasificación de supernova Ia, ¡pueden volver a encenderse! Si la enana blanca adquiere suficiente material para terminar con más de 1,44 veces la masa de nuestro sol, los procesos pueden reiniciarse y conducir a una explosión termonuclear descontrolada y la posterior destrucción de la enana blanca: una supernova. Este límite de masa muy claro de una enana blanca se conoce como el límite de Chandrasekhar , llamado así por el astrofísico indio-americano Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo calculó en 1930.

Entonces, ¿cómo puede una enana blanca acumular más masa? Lo que sucede es que el sistema binario contiene la enana blanca y una compañera, que puede ser cualquier tipo de estrella: una estrella «normal», una gigante roja o incluso otra enana blanca (más pequeña). En los dos primeros casos, la inmensa gravedad de la enana blanca extrae lentamente material de la estrella compañera y lo acumula en la superficie de la enana blanca hasta que se alcanza el límite de Chandrasekhar. Casi de inmediato, la reacción de fusión nuclear descontrolada resultante destruye a la enana blanca en unos pocos segundos: la explosión de la supernova. Si la compañera es otra enana blanca, las dos pueden fusionarse violentamente, su masa combinada excede el límite de 1,44 masas solares, lo que nuevamente conduce a una explosión de supernova.

Dentro de la clasificación de Tipo Ia hay varios subtipos cuyos detalles exactos aún son un poco inciertos, pero la idea general de todas las supernovas de Tipo Ia es la misma: una estrella enana blanca acumula suficiente masa para empujarla por encima del límite de Chandrasekhar, lo que resulta en un catastrófico explosión y destrucción de la estrella. La única excepción a esto es una supernova de Tipo Iax recién descubierta, que puede no destruir completamente a la enana blanca, sino convertirla en una llamada » estrella zombi «, manteniendo la mitad de su masa original. En teoría, esto podría ser la causa de otra explosión de supernova en caso de que se fusionara con otra enana blanca. Actualmente hay 30 candidatos para este tipo de supernova que están estudiando los astrónomos.

Las supernovas como herramientas útiles

Una característica interesante de las supernovas de Tipo Ia es que debido al límite de masa de las enanas blancas, todas explotan con la misma cantidad de energía y, por lo tanto, con aproximadamente el mismo brillo.

Esta consistencia de brillo es una forma extremadamente útil de medir distancias en el universo cercano y se conoce como vela estándar . Si sabe cuán intrínsecamente brillante es una supernova de Tipo Ia, puede medir su brillo tal como aparece desde la Tierra y así calcular con precisión su distancia. Es como ver los faros de un automóvil a lo lejos por la noche: sabes cuánta luz emite un faro, por lo que lo brillante que te parece te dirá qué tan lejos está. Si bien solíamos pensar que todas las supernovas de Tipo Ia tenían exactamenteel mismo brillo intrínseco, ahora sabemos que el brillo puede variar ligeramente. Sin embargo, existe una correlación entre la luminosidad de una supernova y la cantidad de tiempo que tarda en desaparecer de la vista, por lo que su brillo exacto y, por lo tanto, la distancia se pueden calcular con precisión.

Fueron las mediciones del brillo de supernovas distantes las que, en 1998, llevaron a un equipo de astrónomos de los Estados Unidos, Europa, Australia y Chile a un descubrimiento impactante: las supernovas de Tipo Ia más distantes están más lejos de lo que deberían, dado lo que se conocía sobre la edad y la tasa de expansión del universo. Esto resultó en una comprensión completamente inesperada: la expansión del universo en realidad se está acelerando , no desacelerándose con el tiempo como siempre habíamos asumido y qué modelos predijeron. Más tarde, confirmado por varios estudios posteriores, los astrónomos no pudieron explicar la aceleración del universo y se les ocurrió el término energía oscura para describir lo que sea que lo está causando. Esto no debe confundirse con la materia oscura.; el epíteto «oscuro» simplemente significa «desconocido».

Hasta el día de hoy, la naturaleza de la energía oscura sigue siendo un completo misterio, aunque sabemos que hasta alrededor de 6 mil millones de años después del Big Bang, la expansión del universo se estaba desacelerando. Entonces, sucedió algo que revirtió la desaceleración y provocó que la expansión se acelerara. No tenemos idea de qué fue ese evento. Es extremadamente misterioso: algo de repente, por lo que podemos ver, cambió la naturaleza de todo el Universo . La mejor suposición que tienen los cosmólogos en este momento es que se trataba de una especie de transición de fase., un ejemplo de lo cual es el agua que se congela y se convierte en algo completamente diferente en estructura y apariencia. En el caso del agua, el evento que desencadena la transición, el congelamiento, se relaciona con su temperatura: en el caso de la energía oscura, el evento debe haber sido algo en la estructura misma del espacio-tiempo, algún límite crítico que se había alcanzado. En cuanto a cuál era ese límite, no tenemos idea. Puede haber sido algo completamente más allá de nuestra comprensión.

Puede que estemos a décadas de comprender la energía oscura, aunque una gran cantidad de nuevos telescopios y programas de observación dedicados buscarán desentrañar el misterio en los próximos años. Al igual que en el caso de la búsqueda de una teoría cuántica de la gravedad , bien puede ser necesario que alguien del intelecto de Einstein junte todos los hilos y finalmente comprenda la energía oscura. Sin embargo, hablando de Einstein, la energía oscura parece parecerse a su infame «constante cosmológica», que fue básicamente un truco matemático que Einstein utilizó para eliminar el Universo en expansión, que Einstein no aceptó, de sus ecuaciones. Más tarde, al darse cuenta de su error, Einstein lo llamó el mayor error de su vida.

Por su papel en la conducción de las observaciones de supernovas de Tipo Ia que resultaron en el descubrimiento de la energía oscura, los astrónomos Saul Perlmutter ,  Brian P. Schmidt y  Adam G. Riess recibieron el Premio Nobel de Física en 2011.

En pocas palabras: una supernova es la explosión cataclísmica de una estrella al final de su vida. Las explosiones de supernovas son de diferentes tipos, pero todas pueden emitir más energía en unos pocos segundos que nuestro sol durante toda su vida. Algunas supernovas eclipsan a toda una galaxia durante un breve período.

 

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