2.CLASIFICACION DE LAS SUPERNOVAS

Desde que se realizó la primera búsqueda sistemática de supernovas se sabe que hay, al menos, dos tipos de estrellas que terminan su existencia como supernovas. A dicha conclusión llegó Rudolph Minkowski en 1940 al estudiar los espectros de las primeras supernovas descubiertas en aquella investigación, (coordinada por Fritz Zwicky y en la que participaron el propio Minkowski, Walter Baade y Milton Humason). Minkowski clasificó las supernovas en dos tipos. Aquellas cuyos espectros eran muy similares y no presentaban líneas de hidrógeno las denominó de tipo I. Al resto, que si mostraban lineas de hidrógeno en sus espectros, las denominó de tipo II. Zwicky añadió los tipos III, IV y V, siendo poco aceptados debido a que se trataban de casos aislados. También se diferenciaron los dos tipos por sus curvas de luz.

Las curvas de luz de las supernovas tipo I son muy similares. Después de un súbito incremento, su luminosidad desciende rápidamente en menos de un mes para, posteriormente, apagarse lentamente. Las curvas de luz de las supernovas tipo II presentan más diferencias entre ellas, pero en líneas generales suelen alcanzar una magnitud absoluta inferior a las de tipo I; sin embargo, su luminosidad decae más lentamente. En la actualidad, los astrofísicos están discutiendo una nueva clasificación dada la variedad de características en las curvas de luz de las supernovas observadas.

Se conoce, con más o menos certeza, qué tipo de estrellas son las que acaban su existencia con una espectacular explosión de luz y energía. Sin embargo, todas las supernovas han sido observadas una vez se han originado. Por lo tanto, los astrofísicos no conocen, con la suficiente precisión, los acontecimientos que llevan a una estrella a explotar. Para obtener una teoría, que sea acorde a lo observado, utilizan potentes ordenadores con los que realizan simulaciones que les permiten explicar los procesos que se suceden en una estrella antes de convertirse en supernova. Veamos, brevemente, cómo se originan los dos tipos más conocidos: el tipo II y el tipo Ia.

3. SUPERNOVAS TIPO II

Colapso estelar Según la actual teoría sobre evolución estelar, una estrella se mantiene estable mientras la presión de la energía generada en la fusión del hidrógeno se oponga a la contracción gravitatoria. Dicho periodo de estabilidad dependerá de la masa de la estrella: una estrella de tipo solar puede ser estable durante varios miles de millones de años, sin embargo una estrella de gran masa quema el hidrógeno mucho más rápido y sólo lo será durante un tiempo mucho más corto.

Cuando finaliza la fusión del hidrógeno, la gravedad gana a la presión de la radiación y el interior de la estrella comienza a contraerse al mismo tiempo que sus capas externas se expanden. La estrella se convierte en una gigante roja. Si la estrella es suficientemente masiva el núcleo alcanza la suficiente temperatura para generar nuevas reacciones nucleares que convierten el helio en carbono, el carbono en neón, luego oxígeno y finalmente silicio.

Fig1

 

En las estrellas de mayor masa el silicio se fusiona en hierro alcanzándose la etapa final de la fusión espontánea, ya que la fusión del hierro necesitaría absorber energía en vez de liberarla. En esta fase, la estrella presenta una estructura en capas de cebolla (figura 1).

Llega un punto en el que la densidad del núcleo es tal que los electrones de los átomos se hallan fuertemente comprimidos (materia degenerada), oponiendo resistencia al colapso gravitatorio. Al mismo tiempo, fuertes vientos estelares han ido expulsando al espacio las capas exteriores de la estrella. La gigante roja se convierte en una enana blanca. ¿Acaba así el colapso de la estrella? Eso dependerá de la cantidad de masa que contenga.

Existe un límite, descubierto en 1932 por el astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar, en la masa de una estrella a partir del cual la resistencia que la compresión de los electrones opone a la contracción gravitatoria se rompe. Se calcula que el límite de Chandrasekhar, llamado así en su honor, se encuentra en un intervalo entre 1,44 y 1,76 masas solares dependiendo del tipo de núcleo de la estrella.

Cuando una enana blanca tiene una masa que no alcanza el límite de Chandrasekhar alcanza un estado de equilibrio; permaneciendo estable indefinidamente y enfriándose lentamente hasta convertirse en una enana negra. Este es el final que le espera a una estrella cuya masa se sitúa por debajo de las 8 masas solares.

Sin embargo, se cree que este tipo de estrellas, cuando pertenecen a un sistema binario, son las causantes de las supernovas tipo I. Ahora bien; cuando una estrella tiene más de 8 masa solares, la enana blanca resultante superará límite de Chandrasekhar; el colapso gravitatorio no se detiene y la estrella se desmoronará rápidamente hasta explotar como una supernova de tipo II. Una estrella de gran masa puede tardar varios millones de años en alcanzar el estado de enana blanca.

Sin embargo, los acontecimientos que llevan hasta la explosión final ocurren en un período de tiempo muy corto. Como vimos anteriormente; las reacciones nucleares de fusión en el núcleo estelar se detienen cuando el silicio se convierte en hierro, siendo la presión de los electrones la que soporta el colapso gravitatorio. Rodeando a éste núcleo se encuentra una capa de silicio donde todavía se producen reacciones de fusión. Esta capa en combustión continúa añadiendo masa al núcleo alcanzando el límite de Chandrasekhar y aumentando la temperatura en su interior. Según explica la teoría, el incremento de la temperatura en el centro de la estrella produce una disociación, en núcleos más pequeños, de una parte de los núcleos de hierro, proceso que absorbe energía. Además, la alta densidad favorece la unión de electrones y protones para formar neutrones y neutrinos.

Este proceso origina que los electrones capturados dejen de aportar su parte de presión y que los neutrinos escapen al exterior llevándose consigo una parte de la energía. Estos procesos aceleran el desmoronamiento del núcleo. Explosión de la supernova El colapso de su zona interior se detiene cuando la materia alcanza una densidad de 4 x 1011 gramos por centímetro cúbico (una cucharilla de dicha materia equivale a la masa de toda una ciudad) comenzando a formarse una esfera de neutrones. La materia de la parte externa del núcleo sigue cayendo hasta detenerse contra la esfera, comprimiéndola hasta superar la densidad nuclear.

A esta densidad tan enorme una parte de los neutrinos que se están originando en el núcleo interior quedan atrapados presionando el núcleo interior en su intento de fuga. Como resultado de esta fuerte presión, la compacta esfera situada en el centro de la estrella rebota hacia fuera originando una onda de choque que se propaga hacia el exterior a gran velocidad. Esta onda de choque lanza al espacio, a unos 15.000 km./s, toda la materia estelar situada por encima del núcleo interior. Lo que observamos como una supernova es el enorme aumento de brillo que experimenta la moribunda estrella por la rápida expansión de toda esa materia, volviéndose tan luminosa como una galaxia.

Referencias:

SUPERNOVAS Paul y Lesley Murdin. PROGENSA 1989 Mr. Galaxi´s Supernovae http://www.chapman.edu/oca/benet/ mrgalaxy.htm

Así explota una supernova Hans A. Bethe y Gerald Brown INVESTIGACIÓN Y CIENCIA. Monográfico Temas nº 7.