(Artículo publicado en la revista RIGEL de la asociación
Valenciana de Astronomía en 1994)
Con una periodicidad irregular, pero del orden de varias
décadas en galaxias externas, ciertos tipos de estrellas inestables sufren
catastróficas explosiones que las hacen brillar durante algunas semanas miles de
millones de veces más que nuestro Sol, equiparando su brillo al de la galaxia
que las contiene. Son las supernovas. Hay muchas circunstancias que pueden
conducir a una supergigante azul, roja, o estrella degenerada a explotar
cataclísmicamente. En este artículo vamos a repasar brevemente qué son las
supernovas y las variedades que se conocen.
Introducción
Existen
muchas razones que explican la elección de la Astronomía como afición. Si cada
cual hace memoria recordará quizá la suya. Algunos aficionados en su momento se
sintieron atraídos por las imágenes captadas por las sondas de exploración
planetaria o los grandes telescopios, otros por la magnificencia del cielo
estrellado que quizás descubrieron durante unas vacaciones en la montaña, y
otros por la inmensidad y extrañeza del Universo, lleno de fenómenos
sorprendentes. Achaco a las lecturas que realicé sobre la vida de las estrellas
mi primer punto contacto con la Astronomía. Quizás por ello guardo un interés
muy especial -y lo voy a intentar transmitir-, por el tema del que voy a
hablar: las supernovas, probablemente los acontecimientos celestes más
espectaculares de la vida de las estrellas, origen de algunos de los astros más
misteriosos e inquietantes del Universo, y factores de evolución estelar de
máxima importancia.
Las
estrellas atraviesan durante su vida diversas fases de inestabilidad, que
son función de muchas variables (entre otras, masa, composición química, edad,
tasas internas de transferencia de materia y energía, rotación, opacidad y
presencia de otras compañeras cercanas), y que tienen una duración muy diversa.
Estas etapas de inestabilidad se traducen en alteraciones de su brillo de
diferente magnitud y periodicidad. Conocemos miles de estas estrellas de brillo
variable, o "estrellas variables", que se pueden agrupar en tres
familias principales y otras de menor relevancia. Muchas de estas estrellas
cambian de brillo porque se hinchan y enfrían, y contraen y calientan cíclicamente,
algunas veces con una asombrosa precisión, del mismo modo que un corazón late,
y otras de un modo mucho más irregular (variables
pulsantes). Otras variables, componentes de sistemas binarios,
cambian de brillo por ocultaciones mutuas (en estos casos la variabilidad
es sólo aparente), o por estar deformadas por la gravedad de su respectiva
acompañante (variables geométricas).
El grupo que nos interesa es mucho más irregular: son estrellas que sufren
crisis de producción de energía y que modifican su brillo brusca e irregularmente,
a veces de forma explosiva (variables eruptivas). Dentro de las variables eruptivas
se reconocen 6 subclases principales: novas, supernovas, novoides, novas enanas,
variables nebulares y enanas rojas. La fotografía en la parte superior, tomada
por el telescopio espacial Hubble, muestra los alrededores de una de las estrellas
eruptivas más extrañas que se conocen, h Carinae, una variable
extraordinaria, que en el siglo XVII llegó a ser la estrella más luminosa
de la Vía Láctea.
Novas
y supernovas son estrellas que aparecen súbitamente en los cielos y que pueden
a veces incluso hacerse tanto o más brillantes que el resto de las estrellas
visibles a simple vista, distorsionando durante algunas semanas o meses la
familiar forma de las constelaciones. Por ello se las ha llamado "estrellas
nuevas", o novas. Estamos hablando de estrellas que multiplican su brillo
millones de veces. Las supernovas son una clase más reciente, miles de veces
más brillantes que una nova ordinaria.
Podemos
decir que la verdadera historia de nuestro conocimiento acerca de estos
fenómenos comienza cuando Edwin Hubble
da cifras a la separación entre galaxias, y se da cuenta, en 1920, de la enorme
potencia que debió tener la "nova" de la 5ª magnitud que apareció en
1885 en M 31 y a la que se llamó S Andromedae.
Aceptando que esta galaxia, la Gran Galaxia de Andrómeda, está a 2.25 millones
de años luz, ese brillo aparente equivale a la -19 magnitud absoluta, es decir,
tres mil millones de veces más luminosa que el Sol, una cantidad de luz tan
exagerada que se llegó a usar como argumento para tachar de "absurda"
la nueva escala del Universo. Hubble ya comienza a tratar como una nueva clase
a estas estrellas, pero el término "supernova" lo inventa Zwicky,
con un matiz irónico que ahora será bien evidente. Lo que hoy sabemos de las
supernovas se basa directamente en unos pocos cientos de casos observados en
los últimos 50 años, fundamentalmente en galaxias externas.
Tras
más de 70 años de investigación, la concepción actual que tenemos de estos
fenómenos es todavía provisional y en determinados aspectos muy insegura. No
debería sorprendernos encontrar que dentro de unos años haya cambiado
significativamente. En los libros corrientes son habituales las descripciones
de estos fenómenos poco claras, incluso a veces contradictorias, reflejando la
escasez de ideas firmes sobre este tema, sujeto a discusión teórica y a
observaciones inesperadas que pueden romper marcos teóricos aparentemente
sólidos. ¿Porqué tanta provisionalidad?
Hay
varias razones. La fundamental es la rareza de estos fenómenos, aunque también
dificulta los estudios su frecuente lejanía, y lo tardío de su estudio
sistemático. Básicamente, todo lo que vamos a decir se basa en los estudios de Minkowski
y
Baade
efectuados en 1940, cuando la acumulación de decenas de avistamientos en
galaxias externas permitió fijar correlaciones de comportamiento y agruparlas
en 2 clases. A estos dos grupos finalmente Zwicky, tras 40 años de
investigación agregó otros 3 (en 1961) que hoy en día se han reincorporado de
nuevo a las 2 clases originales de Minkowski. Los grupos de Minkowski son
básicamente aceptados en la actualidad, aunque el esquema es algo más complejo.
Todo
en galaxias externas, pero... ¿y en la
Vía Láctea?
Supernovas históricas
¿Porqué
no tenemos información sobre acontecimientos de este tipo desde hace siglos?
Casi parece una broma que la última supernova observada en nuestra Galaxia
sucediera cuando comenzábamos a ser capaces de investigarlas. Es incluso un
comportamiento muy excepcional. La estadística estima que cada treinta años una
de estas estrellas debe explotar en galaxias similares a la nuestra; sin
embargo, llevamos casi cuatrocientos sin ver una en la Vía Láctea.
Desde
luego, tiene mucho que ver nuestra situación dentro de la Galaxia, a pocos
parsecs del plano ecuatorial y entre los brazos espirales. Las nubes de polvo
del disco deben efectivamente de atenuar las explosiones y nos ocultan muchos
de estos fenómenos, que no en todos los casos llegan a alcanzar el paroxismo
visual que intuitivamente asociamos a la
palabra supernova, tal y como debería verse desde la Tierra sin tener en cuenta
más efectos que la atenuación por la distancia. Efectivamente, conocemos muchos
remanentes o residuos de estas explosiones relativamente recientes, incluso a
veces muy cercanos (a muy escasos kiloparsecs), pero carecemos de noticias del
avistamiento de las "estrellas nuevas" históricas en el momento
estimado de su explosión.
Un
ejemplo de estos casos lo constituye Casiopea A,
en la actualidad una fuente de radio muy potente, que se cuenta entre las más
intensas del cielo. El precursor de Cas A debió explotar a finales del siglo
XVII y en su máximo debió alcanzar al menos el brillo de Sirio. Sin embargo,
sorprendentemente no tenemos ninguna noticia de ello. La absorción galáctica
debió oscurecerla enormemente, quizás cinco o seis magnitudes, convirtiendo a
una estrella descomunal en anónima, perdida entre las estrellas de la Vía
Láctea otoñal. Cas A yace casi en el ecuador galáctico, unos 3º al Sur de M52 y
de la Nebulosa Burbuja.
Para
empezar es necesario decir que hay muchos restos de supernova identificados
asociados a explosiones muy antiguas, un centenar y medio más o menos. La
mayor parte se manifiestan en el dominio de las ondas de radio, a consecuencia
de la interacción con el campo magnético galáctico y los rayos cósmicos de
la materia acumulada sobre el frente de avance de la onda de choque producida
en la explosión. Este frente de compresión barre la materia interestelar y
la agrupa sobre la burbuja expansiva producida en la detonación, que durante
unos miles de años es perceptible en luz visible
como
una nebulosa filamentosa. La luz de la nebulosa se debe a la fricción con
el medio interestelar y a la desintegración radiactiva de los nucleidos inestables
generados en la explosión. Algunos de estos antiguos restos están asociados
a púlsares, y sólo unos pocos se pueden observar ópticamente. Aunque no existan
muchos "remanentes de supernova", algunos
se cuentan entre los objetos más codiciados por los aficionados al cielo profundo,
ya sea por su espectacularidad o por su dificultad. Por ejemplo, la inmensa
Nebulosa descubierta por Colin Gum en 1952, o simplemente Nebulosa
de Gum (uno de sus fragmentos, NGC 2736, aparece en la imagen a la derecha). Esta nebulosa es tan grande
que cubre varias constelaciones australes; su centro lo ocupa el púlsar de
la Vela. O la maravillosa Nebulosa del Velo
en el Cisne, IC 443 en Gemini (véase la sección Observer's logbook), tampoco muy difícil
de observar. Dos casos extremadamente difíciles, casi transparentes y sumamente
débiles, son Simeis 147 en Taurus (véase
la imagen a la izquierda, que muestra uno de sus fragmentos más luminosos),
y Shapley 2-91 en Cygnus (un
filamento muy fino, de apenas 2', que se extiende casi 2 grados). Aún existen
restos más impresionantes en otras galaxias del Grupo Local. Es especialmente
espectacular un caso en la Gran Nube de Magallanes, llamado el Gran
Anillo: una enorme burbuja de
cuatrocientos años luz de diámetro
visible en el exterior de esta galaxia satélite, bastante grande pese a la
inmensa distancia. Esta nebulosa es completamente invisible en las imágenes
de The Real Sky (únicamente dispongo de dos imágenes en el Burnham's Celestial
Handbook), y muestro en su lugar el campo donde se localizaría (para hipotéticos
y afortunados aficionados del hemisferio sur). Éste es un muestrario de algunos
restos de explosiones catastróficas sucedidas hace miles de años y que debieron
ser tanto o más espectaculares que las que vamos a comentar
Aunque también sean nebulosas
procedentes de estrellas y con forma similar, no deben confundirse remanentes
de supernova con las verdaderas nebulosas planetarias. Los astros precursores,
los mecanismos de emisión y la evolución en el tiempo los convierte en categorías
claramente separadas. En un remanente de supernova (SNR), la materia que observamos
es mayoritariamente la del medio interestelar, comprimida e ionizada en mayor
o menor grado. En una nebulosa planetaria (PN) observamos las capas exteriores
de una estrella exageradamente hinchada, incapaz de mantenerse unida y en
lenta disgregación. Así, un SNR es la huella de una explosión antigua en el
medio interestelar de muchas decenas -a veces cientos- de años luz de diámetro,
mientras que una nebulosa planetaria está formada por gases que proceden de
la propia estrella y que forman una burbuja de no más de cinco años luz.
Tenemos
referencias históricas de 6 supernovas galácticas, en los años 185, 1006, 1054,
1181, 1572 y 1604. Otras posibles supernovas sucedieron en los años 386 y 1203,
además de la no observada Cas A, probablemente en 1662-1672. Para centrar
nuestro estudio es obligado comenzar repasando brevemente qué fueron y qué
queda hoy de esas superexplosiones. Las apenas 6 supernovas históricas que
vamos a ver ilustran como explotan supernovas de diferentes clases y qué queda
tras ellas.
La
primera, la Supernova del Centauro en el año 185,
fue observada por astrólogos chinos durante casi 2 años. Gracias a los
astrólogos islámicos e imperiales de las diferentes dinastías chinas los
astrónomos cuentan con un registro continuo y aceptablemente preciso de
fenómenos a ignorados en la entonces bárbara Europa: supernovas, novas,
cometas, fenómenos planetarios, etc. Hoy vemos los restos de esta supernova en
Centauro, entre Alfa y Beta: RCW 68,
de 40' de diámetro (RCW son las siglas de un catálogo de nebulosas brillantes
compilado por Rodgers, Campbell y Whiteoak en 1960 y publicado en Notas de la
Royal Astronomical Society -RASN 121, 103-). RCW 68 además de una nebulosa
brillante aproximadamente anular, que constituye el frente de compresión, es
una radiofuente ordinaria y de rayos X en su zona interna.
Pero
sin duda, la más impresionante debió de ser la del año 1006,
en el actual límite entre las constelaciones australes del Lobo-
Centauro, con una magnitud visual descomunal: -10, es decir,
similar al brillo de la Luna en Cuarto. Las descripciones nos cuentan que
iluminó todo el horizonte con una luz rojiza durante cuatro meses, desvaneciéndose
después rápidamente. Todo lo que hoy queda del fenómeno es una radiofuente
(Parks 1459-419), un millar de veces más débil que Cas A, y sin apenas ninguna
manifestación visual. Tan sólo unos restos nebulares muy débiles, de casi 30',
con forma elíptica.
Pocos
años después explotó la más famosa de las SN históricas, en el año 1054,
plasmada en crónicas islámicas, japonesas y sobre todo chinas (quizás también
en dibujos indios), observándose durante casi dos años. Esta supernova es
en cierto modo única. Para empezar ha originado un objeto enormemente brillante:
M1, la Nebulosa del Cangrejo (ver imagen del
POSS a la derecha), fácilmente visible con prismáticos pequeños. Los residuos
de supernova de esta clase, de aspecto irregular o "pleno", son
muy poco frecuentes y de corta vida en luz visible. Se producen cuando los
restos de la explosión son excitados por la alteración continua y cíclica
del campo magnético de un púlsar en rápida rotación, que obliga a emitir radiación
sincrotrón a las partículas eléctricamente cargadas del medio nebular, con
una potencia extraordinaria. Se conocen bastantes púlsares, pero muy pocos
se manifiestan en luz visible; éste es uno de ellos. La supernova del año
1054 fue visible durante algunos meses en pleno día, con un brillo similar
al de Venus. El actual resto es una de las radiofuentes más luminosas del
cielo, con una fuerte emisión a todas las frecuencias.
La
supernova del año 1181 fue menos brillante y no ha
dejado restos observables en el espectro visible, aunque sí se observa en radio
un resto de 125'. Se vio durante medio año en Casiopea, 2º al NW de Epsilon Cas
y apenas unos minutos al Norte de Stock 5. No parece asociada a ningún púlsar,
aunque emite débilmente en rayos X y más intensamente en radio. Los restos se
encuentran inscritos en el tercer catálogo de radiofuentes de Cambridge como 3C
58.
Las
últimas dos supernovas fueron observadas casi al comienzo de la era
telescópica, y contamos con las descripciones de dos grandes astrónomos de la
época: Johannes Kepler y Tycho Brahe. La SN de 1572 en
Casiopea se suele llamar "Estrella de Tycho",
y la de 1604 en Ofiuco, "Estrella
de Kepler". Se cuenta además con crónicas chinas y
coreanas de ambos acontecimientos. Gracias a ello, se conoce el comportamiento
fotométrico de ambas estrellas con cierta precisión. La SN1572 igualó el brillo
de Venus, y decayó lentamente durante casi dos años hasta desvanecerse. Hoy
muestra débiles filamentos de 6'x7' en luz visible y una emisión destacada en
radio (3C 10). La estrella de Kepler fue
dos magnitudes menos brillante y ha dejado unos restos muy similares, de apenas
2' (3C 358). Como veremos
inmediatamente, las supernovas de Tycho y Kepler tuvieron como origen a
estrellas muy viejas de la población II en las etapas finales de su evolución
como enanas blancas masivas, mientras que las de los años 1054 y 1181 se
produjeron a partir de estrellas gigante ricas en metales. El comportamiento de
las supernovas de Tycho y Kepler, con un fortísimo ascenso en su brillo que las
hizo aparecer súbitamente y un gradual descenso en dos etapas, una rápida y
otra más lenta, es el característico de las llamadas supernovas de Tipo I de
Minkowski, asociadas a la población II y presentes en todo tipo de galaxias. El
segundo gran grupo, las supernovas de
tipo II, ilustradas por las de los años 1054 y 1181, sólo han sido observadas
en galaxias espirales e irregulares, lo que entre otras razones apoya la idea
de que están asociadas a estrellas de la población I. A grandes rasgos
presentan, tras un enorme ascenso de brillo seguido de un fuerte y breve
descenso, una estabilización transitoria que a veces no se produce, para a
partir de los cien días proseguir decayendo. Sin embargo, el panorama real no
es tan simple: existen más tipos de SN y muchos mecanismos de explosión
particulares. Dedicaremos el resto del artículo a examinar lo que hoy
conocemos, un panorama muy complejo y por desgracia aun fragmentario.
El
descubrimiento de supernovas en otras galaxias es
una labor de rutina para los astrónomos profesionales. En general, se toman
placas de zonas del firmamento ricas en galaxias con instrumentos de gran
campo, y se examinan para descubrir la aparición de una estrella desconocida.
La tarea resulta lo bastante fructífera como para descubrir entre una y tres
decenas al año. Por desgracia, por lo general se descubren tras el máximo
fotométrico, que típicamente se sitúa en la magnitud 16-20, y sólo en la 13-14
magnitud en ocasiones muy excepcionales (sólo 30 casos en casi 600). Son tan
lejanas que su período de visibilidad es pequeño, y la información que puede
extraerse, muy reducida. Por supuesto, la presupernova suele ser desconocida,
demasiado débil para su detección. Una notabilísima excepción fue la SN1987A
en la Gran Nube de Magallanes (véase imagen a la izquierda), cuyo progenitor
fue una supergigante azul, Sanduleak -69º202, hoy un púlsar. Las grandes galaxias
cercanas se encuentran aisladas en el cielo por efecto de su propia proximidad,
por lo que requieren estudios individuales, y precisamente por exigir más
tiempo y tener menos probabilidades de éxito, se encuentran fuera de los programas
de búsqueda profesional convencionales, salvo excepciones (por ejemplo, NGC
6946 en Cefeo o M 83 en la Hydra, ambas con 6 supernovas). Este panorama va
a cambiar con la generalización del uso de pequeños instrumentos automatizados.
Los
aficionados al cielo profundo podemos aquí prestar una valiosa ayuda: estas
galaxias brillantes son precisamente las únicas en las que podemos ver
supernovas con medios modestos. Un programa de búsqueda exige perseverancia y
detallados dibujos y fotografías de galaxias, que formen la base de consulta
necesaria. Además, debemos tener en cuenta que lo que a telescopio vemos de una
galaxia es una porción reducida de su tamaño real: las supernovas pueden
aparecer muy lejos de lo que tomamos por la galaxia. De todas formas, sería un
error hacer de la "utilidad científica" la única divisa del
observador. Las observaciones deben hacerse ante todo por nuestro propio
disfrute personal y para satisfacer nuestra sed de conocimiento, no por su
mayor o menor utilidad para la ciencia. Si quizá alguno de los lectores está
pensando en dedicar todo su escaso tiempo de observación a buscar supernovas,
haría bien en reflexionar antes, ya que la probabilidad de descubrir una
supernova es muy baja, y casi es más una cuestión de suerte que de
perseverancia. Todos los descubrimientos de supernova son de hecho
"accidentes". No pueden preverse en el tiempo. Sólo un observador
constante, asiduo más allá de lo racional, puede tener éxito...o bien un
observador ocasional con mucha suerte. Con todo hay gente que recorre los
cielos en busca de supernovas. El reverendo Robert Evans,
de Australia, un auténtico cazador de supernovas, ha localizado ya 12.
Para
el observador habitual, una vez que cuenta con los dibujos y fotografías pertinentes,
el chequeo ocasional de galaxias es una tarea bastante rápida y fácil, que
puede realizarse dentro de sus programas habituales de observación sin más
problemas y sin necesidad de interrumpir sus planes generales. El seguimiento
de la evolución fotométrica también es una interesante tarea, aunque el período
de visibilidad es muy pequeño. Existe además un inevitable retraso en la difusión
del acontecimiento, que aún restringe más las posibilidades de observación.
Por citar algún ejemplo, usando un reflector de 26 cm, pudimos seguir a la
supernova de M 66 en
1989 durante un mes, desde el 4 de Marzo al 1 de Abril. La de M 81 ha sido
una estupenda excepción, observada en una docena de ocasiones entre el 10
de Mayo y el 8 de Agosto (el 12 de Septiembre ya era prácticamente invisible).
Otros casos, como la de Centauro A (NGC 5128) tan
sólo pudimos verla en una ocasión, no ya por el brillo sino por la muy escasa
altura que alcanza desde Valencia. Este puede ser un muestrario de visibilidad
de supernovas brillantes recientes. A la derecha aparece M 51, con una supernova
extragaláctica (SN 1994 I) en una imagen tomada por el HST.
Tan
pronto como se descubre una supernova debe tomarse su espectro y seguir su
evolución tanto fotométrica como en su composición química, fundamental para su
clasificación definitiva, que se consigue cuando se toma un segundo registro a
los 6 meses. El brillo en el máximo nos permite además, tras reducir la
absorción y estimar el brillo absoluto, computar la distancia de la Galaxia
huésped, puesto que la luminosidad intrínseca de estos astros es bastante
uniforme (sobre todo las SN Ia), y tan elevada que son detectables a distancias
inmensas, más allá de cualquiera de los otros métodos no cosmológicos de
determinación. Si damos a las supernovas un brillo intrínseco de -20Mv
promedio, fácilmente calculamos que el radio de actuación visual de un
telescopio amateur mediano (25 cm) es de 125 megaparsecs, es decir, la
distancia a la que se encuentra Abell 1656, el Cúmulo de Galaxias de Coma
Berenices. Incluso con telescopios de menos de 10 cm podríamos detectar
supernovas en el cúmulo de Virgo. Tenemos así a nuestro alcance cientos de
galaxias potencialmente productoras. Los límites de escrutinio para telescopios
profesionales están en torno a los 8 teraparsecs.
Tras
examinar cientos de supernovas, los astrónomos han establecido grupos en base a
un comportamiento espectral y una evolución luminosa similar. En la actualidad
se distinguen las siguientes clases:
Supernovas
deficientes en hidrógeno: SN tipo I
Presentan un espectro en el
máximo sin líneas de absorción ni emisión de hidrógeno (o muy débiles), y
proceden de la destrucción total de una estrella degenerada o de supergigantes
que han perdido su envolturas exteriores y tienen su núcleo al descubierto. Se
dividen en:
Estrellas degeneradas: SN I a
Este
grupo engloba a las SN I originales de Zwicky-Minkowski y son casi el 75% de
las observadas. Se observan en todo tipo de galaxias, sin predilección por
complejos nebulares o brazos espirales: esto ya nos indica que sus precursores
son estrellas antiguas. Los modelos actuales postulan que proceden de sistemas
binarios de contacto en los que una componente es una enana blanca que casi
posee la masa crítica (límite de Chandrasekhar, 1.4 masas solares), y la otra
componente, llenado su límite de Roche, vierte materia sobre la enana blanca
formando un disco de acreción. Cuando se alcanza el límite, se produce el
colapso de la estrella enana. De esta forma la masa en explosión es al final
constante y la luminosidad bastante uniforme. Se podrán observar en cualquier
tipo de galaxia dada la naturaleza corriente de estas estrellas, aunque los
requisitos evolutivos no las haga muy abundantes. La explosión es cataclísmica:
los gases salen expulsados a velocidades inmensas, en torno a 13000 Km/s (en
tres segundos podrían dar la vuelta a la Tierra), y la estrella es destruida
completamente.
El
gas de la enana blanca está degenerado, es decir, ya no se comporta siguiendo
la estadística de Fermi-Dirac de nuestro mundo cotidiano, sino la de
Bose-Einstein. Para las partículas que siguen este comportamiento, ya no rige
el Principio de Exclusión de Pauli, que básicamente afirma que no son posibles
dos partículas asociadas con
idéntica distribución de energía. Una propiedad macroscópica derivada de su
nuevo comportamiento es la falta de correlación entre presión, volumen y
temperatura: cuando un gas ordinario es calentado, se expande por el aumento de
presión (los responsables de este comportamiento son los electrones de los
átomos del gas -los electrones son fermiones-). Esta expansión consume energía
y el gas se tiende a enfriar. En una enana blanca, un aumento de temperatura no
sólo no es acompañado de un aumento de volumen, sino que además es transmitido
inmediatamente a toda la estrella.
¿Qué
sucede cuando se supera el límite de Chandrasekhar y la estrella se derrumba?
Desde luego, según predice el principio de conservación de la energía, se
calienta enormemente. Sin embargo, a diferencia de las estrellas ordinarias, en
las que rige el "principio especular" (una contracción del núcleo es
acompañada de una expansión de las envolturas exteriores para compensar el
aumento de temperatura), aquí la estrella ya no se dilata. Al contrario:
transmite el calentamiento a toda la esfera, y continúa su derrumbamiento
catastrófico, con lo que la temperatura sigue creciendo sin ningún mecanismo de
atenuación. En cuestión de segundos la estrella alcanza temperaturas tan
elevadas que los núcleos de carbono y casi a la vez los de oxígeno se fusionan,
elevando aún más la temperatura.
Se
desencadena un rapidísimo proceso de fusión muy complejo, en el que las
regiones más internas producen 56Ni (en torno a 0.6 masas solares de
este isótopo), y a medida que nos desplazamos al exterior predominan
equilibrios de fusión de menor energía (calcio, argón, azufre, silicio,
magnesio,...), hasta la superficie, en el que la mezcla de carbono y oxígeno
permanece intacta. La energía puesta en juego es tan enorme (1.3x1051
ergios) que la estrella queda completamente destruida.
En
el espectro de estas supernovas no se observa hidrógeno, y es muy
característica la emisión del silicio II a 6355 angstroms, así como emisiones
menores de calcio II, magnesio II y oxígeno I. Al cabo de unos meses el
espectro aparece dominado por las líneas del hierro II. El comportamiento fotométrico
es también característico: un fuerte ascenso inicial hasta alcanzar el máximo,
seguido de una pérdida de tres magnitudes en 30 días, y un declinar lento de
0.015 magnitudes por día. Esta secuencia encaja bastante bien con los procesos
de desintegración sucesivos de níquel 56 en cobalto y hierro de la misma masa
por la emisión de positrones y radiación gamma.
Los
sistemas binarios de contacto de características adecuadas parecen muy
abundantes. Sin embargo sólo una pequeña fracción origina supernovas Ia. La
causa está en el ritmo de acreción de la estrella acompañante: si es muy lento
la materia deflagra antes originando novas. En estos casos la masa de la enana
blanca no puede crecer ya que se deshace totalmente de la materia excedente
depositada. Por otro lado, si es demasiado rápido la deposición es poco eficaz
y la materia escapa del sistema, demasiado caliente y de giro rápido. Estas
binarias podrían originar de todas formas otros tipos de supernova o
directamente colapsar para formar estrellas neutrónicas. Se cree que el frenado
producido por el rozamiento de sus atmósferas acorta el radio orbital hasta que
se produce la fusión de las dos estrellas en un astro único, que inmediatamente
estalla. Con velocidades de acreción intermedias (3 millonésimas de masa solar
al año) se producen moderadas explosiones de helio e hidrógeno, y la estrella
puede acumular materia y alcanzar así la masa límite de Chandrasekhar.
Gigantes azules ricas en helio: SN I b
También
presentan espectros carentes de hidrógeno, pero hay abundancia de helio. Estas
supernovas se observan sólo en regiones de formación estelar. Los modelos
actuales las asocian a estrellas originalmente muy masivas que se han liberado
de sus envolturas exteriores ricas en hidrógeno, estrellas de Wolf-Rayet
evolucionadas o binarias de contacto (este caso parece muchísimo más
frecuente). En definitiva son estrellas de helio, de unas 6 masas solares al
final de la fase de expulsión de hidrógeno, y que evolucionan como el resto de
las estrellas, sólo que aceleradamente por la carencia de hidrógeno. En el
colapso forman una esfera de 56Ni, más pequeña que en las SNIa, que
tras la explosión muestra un comportamiento de desintegración radioactiva
similar. Esto explica que la luminosidad en el máximo sea 1.5 magnitudes más
débil, pero la curva de luz sea con todo muy parecida..
Una
diferencia más entre las SNIa y las SNIb-Ic está en el espectro infrarrojo, que
en el primer caso aparece muy oscurecido, probablemente por la absorción de
gránulos de sílice, mientras que en el segundo se mantiene constante con el
tiempo. La diferencia del medio interestelar en ambos casos explica el porqué
no se ha observado hasta ahora emisión en radio para las SN Ia y sí para las
otras.
La
velocidad de explosión es de 10000 Km/s, algo inferior a la de las SNIa. En el
espectro se observan otras diferencias: aparecen rayas ensanchadas del calcio
II, oxígeno I, magnesio I y el doblete del sodio.
Gigantes azules pobres en helio: SN I c
Son
muy parecidas a las SNIb, pero más pobres en helio. Por lo demás todo lo dicho
para la clase anterior es válido aquí: estrellas de helio de unas 6 masas
solares que evolucionan muy rápido, sin tener apenas tiempo de alejarse de su
lugar de nacimiento, y estallan alcanzando la magnitud absoluta -18.5. Si las
SNIb fueron reconocidas como un nuevo tipo en 1985 (SN1985F, reasignando
entonces otras anteriores), las SNIc son una división muy estrecha de las Ib,
procedentes de estrellas muy similares y con muy pocos casos reconocidos, además
de un comportamiento no demasiado homogéneo.
Supernovas
de hidrógeno: SN tipo II
Encontramos
aquí a las supernovas II, III, IV y V de Zwicky. Proceden esta vez de estrellas
que sí han retenido en el momento de la explosión las capas exteriores de hidrógeno,
lo que va a conducir a un comportamiento diferente. Es un grupo muy variable,
pero en todos los casos tenemos a una estrella masiva (10-25 masas solares),
que sufre un colapso, seguido de la formación de una estrella neutrónica y de
la transmisión de una onda de choque por el interior de la estrella que hará
expulsar violentamente las capas exteriores.
La
forma en que se produce esta explosión es un problema complejo. Muy brevemente
podría decirse que estas estrellas comienzan como todas fusionando hidrógeno en
helio durante unos millones de años, sólo que a un fuerte ritmo, que agota las
reservas muy rápido. Cuando la proporción de las cenizas de fusión en el núcleo
alcanza una proporción crítica, cesa la producción de energía, se derrumban,
calientan, e inician una nueva etapa de fusión, esta vez del helio en carbono y
oxígeno. El proceso de cambio de combustible principal se repite sucesivamente
(hidrógeno, helio, carbono-oxígeno, neón, silicio,...) con creciente rapidez y
estratifica la estrella en capas de fusión, las más internas de las cuales son
más calientes y sintetizan nucleidos más pesados. La rapidez de los cambios se
hace tan grande que en las etapas finales la estrella no es ya capaz de
reacomodar su estructura interna. Al final obtenemos un núcleo de hierro, del
que no puede extraerse más energía por fusión, rodeado de capas de fusión de
elementos más ligeros. El último derrumbe de la estrella es definitivo. Se
calienta hasta los diezmil millones de grados, temperatura tal que rompe al hierro
para dar partículas alfa y rayos gamma. La implosión generada por estos
procesos endotérmicos es tal que el núcleo cae sobre sí mismo a casi un cuarto
de la velocidad de la luz. Esta caída sólo se detiene cuando se alcanza la
densidad de los núcleos atómicos. En esas condiciones la materia deja de ser
transparente a los neutrinos, y se produce la absorción de estas partículas.
Los neutrinos no sólo ayudan a detener el derrumbe de la estrella, sino que
generan una onda de choque de retroceso tan intensa que la estrella explota:
tenemos a una supernova de tipo II.
Casi
en todos los casos estas explosiones se producen a partir de supergigantes
rojas de 8 o más masas solares, aunque algunas de las más débiles parecen ser
supergigantes azules inestables. Las variedades observadas de brillo estándar
máximo (-17.5 con 2 magnitudes de fluctuación) corresponden a variaciones de
masa, composición y otras magnitudes de estado, que pueden ser muy diversas.
Además, sólo se observan en galaxias espirales o S0, cerca de las regiones de
nacimiento de estrellas, donde el polvo se acumula y oscurece los objetos de la
zona, por lo que aparece una incertidumbre en las mediciones difícil de
corregir y desgraciadamente las inhabilita para ser usadas como patrones de
distancia.
Las
supernovas II y Ib-Ic parecen emparentadas. Al menos en un caso se ha
constatado la evolución de SNII a SNIb: la supernova 1987K. La clave está en el
espectro. En las SNII se observa en un principio un continuo con débiles líneas
de absorción de hidrógeno y helio, que después es reemplazado por líneas de
emisión de hidrógeno, muy fuertes, y, al final, líneas de resonancia de calcio,
escandio, titanio y hierro una vez ionizados, y magnesio neutro.
Supernovas de tipo II con meseta: SN II p
Son
aquellas que muestran en la curva de luz un máximo secundario o una zona de
menor declive tras el máximo primario (p viene de "plateau", meseta o
altiplano en inglés). Esta estabilización transitoria de brillo dura casi dos
meses y comienza un mes después del máximo. Este comportamiento a grandes
rasgos lo ha exhibido la supernova de la Gran Nube de
Magallanes de 1987 y la pasada supernova en M 81,
que ha sido una SNIIp con rasgos especiales. La causa de esta meseta está en la
lenta difusión del calor por parte de las envolturas exteriores de la
supernova, ricas en hidrógeno, gas que se ioniza al paso de la onda de choque y
por procesos radiactivos. Tras esta meseta, cuya importancia está en función de
la cantidad de hidrógeno que queda en la estrella, se produce un decaimiento
más rápido que de nuevo encaja con el esperado de procesos de desintegración de
56Ni. Esta vez se genera este isótopo en los alrededores del núcleo,
y no en el mismo núcleo, como en las SN Ia. El final del núcleo de la estrella
es la formación de una estrella neutrónica.
Supernovas
de tipo II lineales: SN II l
Esta
vez el declive de brillo no aparece acompañado de la formación de una meseta.
Si se representa en una escala logarítmica (como la habitual escala de
magnitudes, de base 2.512), de hecho se observa tras la característica fuerte
disminución postmáximo de casi dos meses, una disminución de brillo
prácticamente lineal (l, "linear"). No está claro qué requisitos ha
de tener la estrella para que se vea o no meseta, aunque parece que el radio
original es un factor determinante. Las supernovas IIp y IIl parecen casos
extremos de un comportamiento continuo.
Conclusiones
Las
supernovas son los acontecimientos más violentos en la vida de las estrellas y
factores evolutivos muy importantes en la generación de nuevas estrellas y en
la alteración del medio interestelar. De un total de 661 casos conocidos hasta
1989, más de la mitad pertenecen a tipos desconocidos o insuficientemente
estudiados, 162 son de tipo I y 105 de tipo II. Las supernovas de tipo I se
encuentran presentes en todas las galaxias y proceden de sistemas estelares
deficientes de hidrógeno, principalmente enanas blancas y estrellas de helio.
Son valiosos patrones de distancia para datar la separación de objetos muy
lejanos. Las de tipo II son más imprevisibles; aparecen en galaxias espirales
tardías y en galaxias starburst. Proceden de estrellas ricas en hidrógeno,
tanto supergigantes rojas como azules, fundamentalmente las primeras.
Para
clasificar una supernova debe atenderse a la curva de luz y el tipo de galaxia
huésped, pero el único medio seguro se basa en la comparación del espectro en
el máximo y al cabo de medio año. No siempre puede conseguirse esta clasificación
al debilitarse en exceso: normalmente al cabo de seis meses el brillo se ha
atenuado de 4 a 6 magnitudes. Con medios de aficionado corriente pueden
explorarse galaxias hasta un centenar de megaparsecs en busca de supernovas, y
seguir su evolución luminosa durante algunas semanas. Los programas de búsqueda
deben concentrarse en grandes galaxias cercanas, y explorar más allá de los
límites aparentes del objeto, siempre bastante menores al diámetro que
realmente tiene el objeto.
El
cuadro que hoy tenemos es aun muy fragmentario. Muchos tipos de estrellas y
mecanismos pueden hacer estallar una estrella como supernova. Con todo, las
líneas generales desarrolladas previsiblemente seguirán siendo válidas, al
menos a medio plazo.